Autor: franciscogarcia

¿QUÉ ES UNA KILONOVA?

¿QUÉ ES UNA KILONOVA?

Una kilonova  ocurre cuando colisionan dos estrellas de neutrones o una estrella de neutrones y un agujero negro, que forman un sistema binario orbitando una alrededor de la otra. La monstruosa colisión produce un enorme estallido de ondas gravitacionales y rayos gamma. La primera kilonova se detectó en 2017 en algún punto en la constelación de la Hidra, descubriéndose la fusión de dos estrellas de neutrones en una galaxia a 130 millones de años luz. Se calcula que, debe haberse producido a una distancia de 35 años luz o menos, la onda de choque hubiera vaporizado la atmósfera terrestre.

UN VACÍO AL ROJO VIVO

UN VACÍO AL ROJO VIVO

     Vimos en una anterior publicación que, tras el Sol, la segunda estrella con mayor tamaño aparente es Betelgeuse [Ver: «LA SEGUNDA ESTRELLA»]

     Betelgeuse se encuentra a unos 650 años-luz. Para que la esfera de una estrella aparezca con un diámetro aparente de 0’02 segundos estando a esa distancia, debería tener un diámetro real de 600.000.000 kms. Eso representa un diámetro 430 veces mayor que el del Sol y un volumen 80.000.000 veces mayor. En otras palabras: en el interior de Betelgeuse cabrían 80 millones de soles. Si imaginásemos a Betelgeuse ocupando el lugar del Sol, su superficie llegaría cerca de Marte. Pero Betelgeuse es una estrella variable que se expande y se contrae cíclicamente, así que las cifras que acabamos de citar son un promedio, a veces serán menores y a veces mayores. En su máxima expansión llegaría hasta el cinturón de asteroides.

      A pesar de su enorme tamaño, Betelgeuse no es del todo el gigante que parece ¿Qué pasa, por ejemplo, con su masa, la cantidad de materia que contiene? Es sin duda mayor que la del Sol, pero no enormemente más. En realidad se estima que tiene sólo 16 veces más masa que el Sol. Esta masa de 16 soles se extiende en un volumen que es, en promedio, 80 millones de veces mayor que el solar. La densidad media de Betelgeuse, por tanto, es de 16/80.000.000 la del Sol. Esto representa una densidad 1/4.500 de la del aire que respiramos. Si extraemos el aire de un recinto cerrado hasta hacer bajar la densidad a 1/4.500, estaría justificado que hablásemos del resultado como un vacío, no un vacío absoluto, pero suficiente para lo que entendemos por vacío en un sentido cotidiano.

     Podemos pues considerar a las capas externas de Betelgeuse como una especie de vacío al rojo vivo. La situación es diferente en el centro, la densidad de las estrellas no es homogénea en todo su volumen, aumenta mucho en el centro. Se calcula que el centro de Betelgeuse tiene dos veces el diámetro de la Tierra y una densidad 2.000 veces superior a la del platino. Ciertamente, no toda Betelgeuse es un vacío al rojo vivo.

     El final previsto para Betelgeuse es estallar en forma de supernova que dejará como residuo una estrella de neutrones o un agujero negro.

LA HIPÓTESIS NÉMESIS

LA HIPÓTESIS NÉMESIS

Al estudiar las extinciones en la Tierra los científicos advirtieron un patrón que se repite cada cierto tiempo. Observaron que aproximadamente cada 26 millones de años en nuestro planeta desaparece un porcentaje de especies considerable, aunque todavía no se sabe con certeza qué lo causa.

En 1984 algunos astrónomos sugirieron la posibilidad de que el Sol pudiera tener una compañera estelar que lo orbitara. Una gran parte de las estrellas son binarias, es decir que se forman por parejas orbitando alrededor de un centro de gravedad común. Por ello, pensar que el Sol pudiera tener una compañera no es tan descabellado. Dicho objeto hipotético recibió el nombre de Némesis (por el nombre de la diosa griega de la venganza), y sería probablemente una enana marrón que orbitaría muy cerca de donde creemos que se encuentra la nube de Oort. Némesis poseería una órbita muy elíptica, por lo que cada 26 millones de años pasaría a través de la nube, bombardeando cometas al Sistema Solar interior, lo que explicaría la periodicidad de las extinciones en la Tierra. Un año más tarde sugirieron la posibilidad de que Némesis pudiera tratarse de un pequeño agujero negro. 

Sin embargo, no se han encontrado pruebas definitivas de su existencia y muchos científicos argumentan que una compañera estelar a una distancia tan enorme del Sol no podría tener una órbita estable, ya que sería expulsada hacía la Vía Láctea por las perturbaciones de las demás estrellas. En otras palabras: puede que el Sol tuviera compañía en el pasado, pero parece que en la actualidad está solo.

EL PRINCIPIO DE EQUIVALENCIA

EL PRINCIPIO DE EQUIVALENCIA

EL PRINCIPIO DE EQUIVALENCIA

Supongamos que tenemos una barra horizontal suspendida de un hilo muy fino. En un extremo de la barra ponemos una bola de 2 kilogramos, y en el otro extremo otra bola de 1 kilogramo.

 

El Sol atraerá ambas bolas y ejercerá una aceleración en cada una de ellas, de forma que la de 2 kg será atraída con una fuerza doble que la otra bola. En otras palabras, podemos decir que la bola mayor tiene una masa «gravitatoria» el doble de grande que la de la bola pequeña. Pero, por otro lado, una masa de 2 kg posee el doble de inercia que una masa de 1 kg y presenta el doble de resistencia a moverse. Por esta razón la masa «inerte» de la bola grande se acelera sólo la mitad por kilogramo y acaba por acelerarse con la misma fuerza que la bola pequeña.

 

Si ambas masas, gravitatoria e inerte, fuesen exactamente iguales, las dos bolas serán atraídas y aceleradas por el Sol con la misma intensidad, por lo que la barra de la que suspenden no girará. Si ambas masas no fuesen exactamente iguales, una bola se acelerará un poco más que la otra y la barra girará un poco. Esto retorcerá el hilo del que cuelga, y el grado de dicha torsión puede medirse para calcular la diferencia entre las masas. En 1909 el físico húngaro Von Eotvos llevó a cabo el experimento descrito usando una balanza de torsión sumamente precisa, con la que pudo afirmar que ambas masas son exactamente iguales hasta un grado de precisión de 1 parte en 200 millones. Posteriormente se han efectuado mediciones aún más delicadas que confirman que masa inerte y masa gravitatoria son idénticas al menos en 1 parte por billón.

 

Albert Einstein, al elaborar la relatividad general, supuso que masa inerte y masa gravitatoria eran exactamente iguales porque, en esencia, son la misma cosa. A esto se le denomina el «Principio de Equivalencia» y desempeña un papel fundamental en la teoría de la relatividad general.

¿POR QUÉ PARPADEAN LAS ESTRELLAS?

¿POR QUÉ PARPADEAN LAS ESTRELLAS?

     Aunque las estrellas, como todos sabemos, son enormes y algunas incluso gigantescas, nos parecen pequeñas debido a las también enormes distancias que están de nosotros. Tan pequeñas que, de hecho, se reducen a meros puntos brillantes de luz.

     La luz que nos llega desde las estrellas, la podemos considerar como un fino rayo de luz que parte de un punto hacia nosotros. Cuando este fino rayo de luz pasa a través de nuestra atmósfera, atraviesa diversas regiones de la misma que están a diferentes temperaturas y densidades. Esto ocasiona que se refracte, es decir que cambie imprevisiblemente de dirección apartándose de la linea recta que llevaba. Esta refracción y cambios en la dirección son muy pequeños, pero suficientes para que el haz de luz no impacte continuamente en el mismo punto de nuestra retina, si no que oscile, siempre alrededor de una misma zona pero en puntos diferentes de la retina. Esto es lo que nosotros percibimos como el  «parpadeo» de las estrellas.

     Los planetas en cambio no parpadean. ¿Por qué? Porque los planetas -aunque a simple vista no seamos capaces de apreciarlo bien- al estar mucho más próximos a nosotros que las estrellas, presentan un círculo luminoso, claramente apreciable con un telescopio. Son puntos de luz, pero puntos lo suficientemente grandes para que el rayo de luz que nos llegue de una zona del círculo se refracte de una forma distinta que los rayos de luz que procedentes de otras zonas del círculo, anulándose así el efecto. Dicho de otra forma, en realidad todos los puntos del círculo del planeta parpadean, pero lo hacen aleatoriamente, anulándose los parpadeos de unos puntos con los de otros. Al observar un planeta con un telescopio, no solo ampliamos la imagen, sino que también ampliamos los parpadeos, lo que difumina los detalles.

EL PROBLEMA DÉLICO

EL PROBLEMA DÉLICO

     En el siglo V a.C. una epidemia azotó la ciudad de Atenas. Desesperados, un grupo de atenienses decidió consultar al oráculo de Delos en busca de consejo sobre como detener la enfermedad. En Atenas existía un altar de forma cúbica dedicado al dios Apolo y la respuesta del oráculo fue -según la leyenda- que debían construir un nuevo altar, también cúbico, pero cuyo volumen fuese exactamente el doble del existente.

       Esta leyenda constituye el famoso problema de la duplicación del cubo, también conocido como «problema de Delos» o «problema délico». Los atenienses se pusieron a la tarea contentos pensando que sería cosa fácil. Pero pronto se dieron cuenta de que no era tal, pues no consistía en, simplemente, duplicar la longitud de los lados del altar como ingenuamente pensaron en un primer momento. Con ello el volumen no se duplicaba, si no que se octuplicaba.

       Los griegos solucionaban este tipo de problemas geométricos recurriendo a la regla y el compás, en parte por tradición y en parte porque lo consideraban el procedimiento más elegante. Y también porque entonces el álgebra estaba poco desarrollada. Lo cierto es que el problema es irresoluble, tanto usando regla y compás como usando álgebra, pues está implicada la raíz cúbica de 2 que es un número trascendente.

       Este es uno de los tres problema clásicos de geometría a resolver usando regla y compás. Los otros son: la trisección de un ángulo (es decir, dividirlo en 3 ángulos iguales) y, el mucho más conocido de la cuadratura del círculo.  Los griegos lo intentaron y, después de ellos, muchos matemáticos durante siglos. Finalmente pudo demostrarse que son irresolubles, lo que no impide que aún  hoy día haya quien lo siga intentando y que de tanto en tanto aparezca alguien afirmando que lo ha conseguido.

ALIMENTARSE DEL AIRE

ALIMENTARSE DEL AIRE

   

Desde siempre se había aceptado que los árboles extraían sus alimentos del suelo donde crecían, y cualquier intento de poner en cuestión este credo se resolvía citando a Aristóteles. En 1630 Johann van Helmont plantó un sauce que pesaba 2’5 kg  en 91 kg de tierra. Cinco años después el sauce había ganado 75 kg y el suelo había perdido 60 gramos. Este experimento probaba que el suelo no era la fuente a partir de la cual se formaba la materia vegetal.

     Sin duda el agua era esencial para la planta, pero, incluso hoy día, hay quien le cuesta comprender de dónde sacan las plantas el material de que se componen, si éste no procede del suelo.

     Que procede del aire, es una respuesta que parece difícil de aceptar, sin embargo de ahí proceden los materiales que las plantas necesitan para formar su propia sustancia. Dicho material es el dióxido de carbono. El agua aporta a ello átomos de hidrógeno y también parte del peso total de la planta. Así se entiende cómo el sauce de Van Helmont pudo crecer de forma tan exuberante tomando tan poco del suelo.

LA CICLOIDE, UNA CURVA MUY ESPECIAL

LA CICLOIDE, UNA CURVA MUY ESPECIAL

Supongamos que tenemos una bola y queremos que baje rodando por una rampa desde un punto elevado a otro más bajo. La cuestión a resolver es: ¿qué forma ha de tener esa rampa para que la bola tarde el menor tiempo posible en llegar del punto elevado al bajo?

Es muy posible que nuestra primera intuición nos diga que la rampa ha de ser recta, dado que es el camino más corto. O, de no ser así, posiblemente la rampa debería tener forma circular o quizá parabólica. Pues todas esas opciones son incorrectas. La curva que permite un deslizamiento en el menor tiempo posible es la cicloide, también denominada por ello como braquistócrona (del griego braquistos, “el más corto”, y cronos, “tiempo”).

La cicloide es la curva descrita por un punto de una circunferencia que rueda -sin resbalar- por una recta, según se puede apreciar en la primera imagen.

Otra relevante propiedad de la cicloide es que es tautócrona (del griego tauto, “lo mismo”, y cronos, “tiempo”). Dicho de otra forma, esto quiere decir lo siguiente: imaginemos que situamos diversas bolas en diferentes puntos del interior de un cuenco con forma de cicloide. Al soltarlas y permitir que rueden observaremos que, indiferentemente al punto desde el que hayan partido, todas llegarán al mismo tiempo al fondo. 

Todas las bolas llegarán abajo al mismo tiempo

   

Osea que, en el caso de la segunda imagen, las bolas azul, roja, verde y amarilla, tardarán el mismo tiempo en rodar hasta el final y llegarán todas juntas.

GIORDANO BRUNO

GIORDANO BRUNO

     La figura de Giordano Bruno es un claro ejemplo de la fascinación que ejercen las personas adelantadas a su tiempo y que defienden sus convicciones hasta el final, que en su caso fue un final trágico.

     Giordano Bruno  (1548-1600), fue un astrónomo, filósofo, teólogo, matemático y poeta napolitano. En 1572 es ordenado sacerdote y en 1575 recibió el título de doctor en teología, pero pronto empezó a generar controversias y a tener problemas por sus opiniones poco ortodoxas, lo que le llevó a abandonar el monasterio y tener una vida errante. Residió en varias ciudades italianas, Lyon y Ginebra, donde permaneció un tiempo hasta que tuvo enfrentamientos con las autoridades por criticar algunos aspectos del credo calvinista. También estuvo unos años en Inglaterra y diversas localidades de Alemania. Siempre polémico, fue excomulgado por los luteranos de la ciudad alemana de Helmstedt. Finalmente regresa a Italia, bajo la protección de un noble veneciano quien, sin embargo, acabó denunciándolo a la Inquisición por sus enseñanzas heréticas. Toda su trayectoria le llevaba inexorablemente a un serio enfrentamiento con la Iglesia. Encarcelado en 1592, estuvo preso durante ocho años mientras se preparaba y realizaba el juicio contra él. Fue «invitado» a renegar de sus ideas y enseñanzas, pero se negó a ello, por lo que acabó siendo considerado culpable de herejía y murió quemado vivo  en una hoguera en el Campo di Fiori de Roma.

     Al igual que Galileo (contemporáneo suyo y que, como es habitualmente sabido, también fue juzgado como hereje por la Iglesia -curiosamente por el cardenal Belarmino, el mismo que condenó a Bruno-, aunque con un final más feliz, puesto que solo fue condenado a arresto domiciliario los últimos años de su vida), Giordano Bruno era partidario de la teoría de Copérnico que había quitado a la Tierra del centro del Universo, situando en su lugar al Sol, con la Tierra y demás planetas orbitando a su alrededor. Sin embargo Bruno dio un paso más, pues afirmaba que el Universo era infinito, en el espacio y el tiempo, y que por tanto tampoco el Sol ocupaba un lugar central privilegiado. No contento con ello, también afirmó que las estrellas eran soles, muchos de los cuales podían tener planetas como la Tierra orbitándoles y habitados por seres inteligentes.

     Con esta visión de un universo infinito, quizá poblado por infinitas Humanidades, estaba poniendo en cuestión delicados temas teológicos, ya que de ser las cosas como afirmaba Bruno, habría otras Humanidades, supuestamente también hijas de Dios, que disputarían la primacía que hasta entonces había tenido la nuestra, y en cada una de ellas se plantearía la espinosa cuestión del pecado y la redención por Jesucristo. Por otro lado en un universo infinito en el tiempo, sin principio ni fin, no habría lugar para dogmas tales como la Creación y el Juicio Final. En el proceso fue acusado también por motivos puramente teológicos, como su negación de la divinidad de Jesús, en los que no vamos a entrar, pero ya vemos que no es de extrañar que acabara chocando con la Inquisición que, en aquellos tiempos, tenía métodos expeditivos de solucionar estos problemas, como el ajusticiamiento en la hoguera.        

NO TRASPASAR «LA LÍNEA ROJA»

NO TRASPASAR «LA LÍNEA ROJA»

      En astronomía, todo objeto que orbite a otro más masivo tiene una «línea roja» que no le conviene traspasar si no quiere correr el riesgo de ser destruido. Es lo conocido como límite de Roche, por el astrónomo francés Édouard Roche quien lo propuso en 1848.

      Se denomina límite de Roche a la distancia mínima que puede soportar un objeto, que mantiene su estructura únicamente por su propia gravedad y que orbita un cuerpo masivo, sin comenzar a desintegrarse debido a las fuerzas de marea que genera el objeto principal. Dentro del límite de Roche, la fuerza de gravedad que el cuerpo central ejerce sobre los extremos más cercano y más alejado del satélite excede a la fuerza de gravedad del satélite, y este podrá ser destruido por las fuerzas de marea.

     El límite de Roche para un objeto depende de su masa y densidad, así como de la masa del cuerpo principal y de su propia rigidez y resistencia estructural. En general cualquier objeto que traspase su límite de Roche se romperá en pedazos, pero hay excepciones como, por ejemplo, algunos pequeños satélites de Júpiter y Saturno, que lo han sobrepasado pero resisten porque su rigidez es mayor que las fuerzas de marea a las que están sometidos. Igual pasa con los satélites artificiales que orbitan la Tierra.

     Por otro lado, dentro del límite de Roche del cuerpo masivo, ningún objeto puede crecer por agregación de nuevos pedazos, por lo que la materia que esté en el interior del límite no podrá conformarse en una luna, sino que será expulsada hacia más allá del límite, o caerá hacia el cuerpo central atraída por su gravedad, o bien acabará formando anillos alrededor de este.