Por qué titilan las estrellas – Cómo distinguirlas a simple vista de los planetas.

La luz de los astros debe atravesar la atmósfera terrestre para llagar a nosotros.
En ese camino, sufre una refracción (https://es.wikipedia.org/wiki/Refracci%C3%B3n). Ésta es mayor en objetos a baja altura, incluso, por ese efecto, se pueden observar objetos que están no muy por debajo del horizonte.

File:Refracción.png

Ilustración de Francisco Javier Blanco González en Wikipedia.

A mayor altura, la refracción es menor siendo nula a 90° o cuando el objeto está en el Zenit. En todo momento, hay turbulencias en la atmósfera que generan pequeñas y aleatorias variaciones o fluctuaciones en la refracción. Éstas, también son más notables cerca del horizonte que a mayor altura, sencillamente porque a baja altura, la luz debe atravesar más atmósfera hasta llegarnos.

titilanAtmosfera

Ilustración publicada en Curiosity – ver enlace en referencia

Estas pequeñas variaciones en la refracción son las responsables de que las estrellas titilen.
Las estrellas son enormes, pero son tan lejanas que las vemos como objetos puntuales o sea sin tamaño aparente (aparte del Sol). Las fluctuaciones de la refracción son comprables al aspecto puntual de las estrellas y produce ese titileo tan particular. Incluso si las observamos por un telescopio, siempre las veremos puntuales y titilando.

Los planetas son más pequeños que las estrellas pero están mucho más cerca. Eso hace que presenten un disco aparente para el cual las fluctuaciones de la refracción no son tan apreciables. Es por eso que los planetas no titilan o lo hacen de manera despreciable. Observándolos por telescopio, apreciaremos su disco aparente (o fase en el caso Venus y Mercurio) con un brillo parejo.
En algunos casos, las fluctuaciones producen variaciones de color del rojo al azul en los objetos a baja altura.

Luego, podemos concluir que la diferencia observacional entre una estrella y un planeta a simple vista, es que las estrellas titilan y los planetas no.

Referencia:

pdp.

La partícula X17 podría no existir.

La Matemática es constructivista, se erige sobre ella misma.
Pero éste no es el caso de la Física. En ella, un descubrimiento puede derrumbar los modelos existentes y luego se rehace una nueva teoría que incluye las nuevas evidencias.
Incluso hay diferentes teorías para diferentes escenarios; por ejemplo, la Física Clásica para bajas energías y la Relatividad para altas energías, sin olvidar la Cuántica para el mundo microscópico.

En la Naturaleza hay cuatro fuerzas fundamentales.
La gravitatoria, que es la fuerza atractiva que ejercen las masas de los cuerpos; la electromagnética, que es la que ejercen las cargas eléctricas; la nuclear fuerte, que es la que mantiene unidos a los protones en el núcleo atómico y la nuclear débil que es la responsable de la desintegración radiactiva donde se producen nuevos elementos.

Cuando se hacen experimentos de colisión de partículas, se busca analizar la estructura de las partículas que chocan. En esos procesos, se dan eventos de creación de pares de partículas – antipartículas que se separan bajo un cierto ángulo.
Estas experiencias, están respaldadas por modelos que predicen cuántos eventos de creación de estas partículas se darán con determinados ángulos de separación entre ellas. La teoría predice mayor cantidad de eventos con pequeños ángulos y menor cantidad para grandes separaciones, tendiendo a anularse hacia los 180°.
En una experiencia de este tipo, se encontró una mayor cantidad de eventos para ángulos de 140° que lo que predecía la teoría. A esto se lo llamó anomalía Atomki.

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Exceso de señal indicado en rojo por E. Siegel adjudicado a la anomalía Atomki – (A.J. KRASZNAHORKAY ET AL., 2016, PHYS. REV. LETT. 116, 042501).

Esta anomalía fue adjudicada a una nueva partícula (un bosón liviano) llamada X17.
La “X” se debe a que era desconocida hasta el momento y no dispone de un mejor nombre y “17” se debe a su masa medida en unidades de energía (electrón Volts [eV]) ya que la masa es una forma de energía. Esta partícula sería responsable de una quinta fuerza natural, y siguiendo con el hilo de la teoría explicativa, estaría relacionada con la fuerza que ejerce la materia obscura en su acción de mantener “armadas” a las galaxias.

Ahora bien; en la Naturaleza, suelen haber varias causas para un mismo efecto, y hay que buscar cuál es la más probable.
Si la materia obscura es tan abundante en el Universo, ¿cómo es que esta partícula no fue detectada en experimentos de colisión anteriores?
En experiencias de este tipo, es fundamental la calibración de los instrumentos involucrados. Una mala calibración nos dará una mala visión de lo sucedido. En el caso de la anomalía Atomki, es más probable que se trate de una mala calibración de los instrumentos que de la existencia de una nueva partícula.

Si la partícula realmente existe, deberá “aparecer” en todos los experimentos del mismo tipo realizados bajo las correspondientes configuraciones.
La historia de la Física está plagada de afirmaciones fantásticas que se desmoronaron bajo un escrutinio más detallado | Don Lincoln, físico de partículas (https://en.wikipedia.org/wiki/Don_Lincoln).

Referencia:

Fuentes:

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El tamaño de los agujeros negros.

Sabemos que los agujeros negros son regiones del espacio de donde nada puede escapar.
Cuando un cuerpo tiene masa M, genera un campo gravitatorio del que es necesario una velocidad mínima para escapar. Por debajo de esa velocidad, volveremos a caer luego de alcanzar cierta altura.

La relación dada por:

V2 = 2GM/R

nos vincula la velocidad V de escape con la masa del cuerpo y su radio, suponiéndolo esférico (por ejemplo un planeta o estrella), donde G es la constante de gravitación Universal (https://es.wikipedia.org/wiki/Constante_de_gravitaci%C3%B3n_universal ). Esa expresión se obtiene de relacionar la energía potencial gravitatoria y la cinética de un cuerpo cuando está sobre otro de masa M y cuando está en el infinito luego de escapar.

Puede verse que a menor radio, debe aumentar la velocidad de escape.
Si se llega a un valor R*, la velocidad de escape será la velocidad de la luz C. A ese radio se lo conoce como radio de Schwarzschild. Por debajo de ese radio ni la luz podrá escapar, y como nada puede superarla, nada podrá escapar.
Nace así un agujero negro. Una región del espacio de donde nada sale. Incluso el objeto generador de ese agujero negro puede seguir colapsando, pero eso no lo notaremos porque nada se observa dentro de ese radio límite, por lo que el radio de Schwarzschild también es conocido como horizonte de sucesos.

Todo cuerpo ejerce gravedad y tiene una velocidad de escape. Luego, todo cuerpo puede colapsar hasta convertirse en un agujero negro. Lo que sucede es que los objetos menores de 3 masas Solares no colapsan por sí solos por no tener tanta masa y tanta autogravitación. De esta manera, no se convierten en agujeros negros a menos que se los comprima.

Si en la ecuación anterior imponemos la condición de que la velocidad de escape sea la de la luz, podremos despejar el valor del radio límite para una determinada masa.
Eso queda:

R* = 2GM/C2

y ese es el radio del agujero negro. Luego, si conocemos la masa de un objeto (por ejemplo por su acción gravitatoria en sus vecindades) podemos saber el tamaño del agujero negro que generaría o está generando.

Por ejemplo: una masa de una tonelada (1000 Kgr.) debe comprimirse hasta un radio de 0,00000000000000000000000148 mts. para que se convierta en un agujero negro.
El siguiente video nos muestra los tamaños de los agujeros negros generados por estrellas masivas y de los que viven en el centro de las galaxias.

Video: Black Hole Comparison

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Referencia:

pdp.

Con fósiles de Eobodotria Muisca se pudo establecer cuándo evolucionaron los camarones coma.

Se descubrió los fósiles más antiguos de camarones en forma de “coma”.
Se trata de fósiles de Eobodotria Muisca, un ancestro de la familia Bodotriidae de los actuales camarones coma, llamados de es manera por su morfología similar al signo de puntuación coma.
Tienen 90 millones de años de antigüedad y se trata de los primeros fósiles que pueden ser vinculados con una familia de los actuales. Así, se puede asegurar por primera vez que estos camarones evolucionaron sobre a Tierra hace unos 100 millones de años.

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Fósil de Eobodotria muisca (Foto crédito: Javier Luque)

Hay registros anteriores de camarones en forma de coma de 160 millones de año atrás, pero pese a tener la morfología similar a los actuales, no se los puede vincular con algunas de las especies de hoy en día.

Se hallaron unos 500 fósiles en perfecto estado, de entre 6 y 8 mm de largo. Se aprecian detalles de sus piezas bucales, intestinos, pequeños pelos y ojos compuestos.
Lo curioso es que se trata de machos adultos. Se los distingue de las hembras por tener grandes antenas y apéndices de cola flexible.
Se conjetura con que esta agrupación de machos estaba en busca de hembras y por algún motivo murieron súbitamente. Luego, sus cuerpos fueron al fondo donde quedaron atrapados en material blando para luego fosilizarse.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Se observan 19 galaxias con poca materia obscura.

Cuando hallamos un objeto raro, lo colocamos en la bolsa de las cosas raras; el problema comienza cuando esa bolsa se llena.
Algo similar ocurre con las galaxias de poca materia oscura (MO).
Recordemos que esa materia es la responsable de que las galaxias no vean desmenuzarse sus partes más alejadas; esa materia mantiene a las estrellas más lejanas unidas a la galaxia. Recibe su nombre porque no es observable y sólo se la detecta gravitacionalmente. Mucho se conjetura acerca de su naturaleza (La materia obscura dinámica | pdp, https://paolera.wordpress.com/2018/07/29/la-materia-obscura-dinamica/).

La observación de galaxias lejanas, sugiere que la MO no era tan influyente en los comienzos del Universo (La materia obscura era menos influyente en la juventud del Universo | pdp, https://paolera.wordpress.com/2017/03/15/la-materia-obscura-era-menos-influyente-en-la-juventud-del-universo/).

Las galaxias enanas catalogadas como DF2 y DF4, fueron las primeras en mostrar poco o nada de MO. Al principio se dudó de las mediciones, pero luego se confirmó las sospechas de que tienen escasa MO (DF2 y DF4 serían galaxias carentes de materia obscura | pdp, https://paolera.wordpress.com/2019/10/22/df2-y-df4-serian-galaxias-carentes-de-materia-obscura-despues-de-todo/).

Pero la bolsa de las galaxias sin MO comenzó a llenarse.
Estudiando una 324 galaxias enanas, se encontraron con que 19 de ellas eran carentes de MO.

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Imagen de NGC 5477, una enana con poca materia obscura – crédito: HUBBLE/ESA & NASA

Analizando brillos y movimientos de gases y estrellas en esas galaxias, se puede estimar la masa total involucrada. Comparándola con la observable se calcula la MO.
Por ejemplo: la catalogada como AGC 213086, muestra tener una masa total de 14 mil millones de Soles. En un caso típico, solamente el 2% sería materia ordinaria (gas y estrellas), pero esta galaxia muestra que el 27% de su masa está dada por materia ordinaria.

De esas 19 galaxias, todas dentro de los 500 millones de años luz de casa, sólo 5 están cerca de otras galaxias que les pudieron arrebatar MO. El resto está lejos de otras galaxias y quizás hayan perdido MO por radiación de gran cantidad de estrellas jóvenes y por explosiones estelares.
Para algunos, estas galaxias no tienen poca MO sino mucha materia ordinaria. Tal vez, en su juventud, pudieron haber absorbido materia ordinaria de alguna vecina.
Quizás estas galaxias tuvieron un origen diferente al de la mayoría.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La mínima órbita circular estable en un agujero negro (¿cuánto puede comer un agujero negro?)

Los agujeros negros son regiones del espacio de los que no escapa ni la luz.
Recordemos que para escapar de la gravedad de un cuerpo, hace falta alcanzar la velocidad de escape. Ésta depende de la gravedad, la que depende de su masa y de la distancia al objeto.
Cuando una estrella masiva colapsa, aumenta la gravedad en su superficie porque disminuye la distancia a su centro manteniendo toda la masa debajo de la superficie. Fuera de ella, la gravedad es la misma para una determinada distancia. Luego, para escapar de la superficie de la estrella mientras colapsa, hará falta cada vez más velocidad. Estando fuera de ella, la velocidad es siempre la misma para una determinada distancia. A mayor distancia, menor gravedad y menor será la velocidad de escape.

En el colapso, se llega a un radio límite (radio de Schwarzschild) a partir del cual ni la luz escapa. Nace así una región del espacio llamada agujero negro. Como la velocidad de la luz es un límite físico, nada la supera y por lo tanto nada puede escapar de un agujero negro. La estrella (o estrella de Plank) puede seguir colapsando, pero eso no lo notaremos porque a partir del radio límite nada se observa. Por ese motivo, a ese radio también se lo llama horizonte de sucesos.

Video: La NASA distorsiona el tiempo y el espacio en un agujero negro.

La pregunta es ¿cuánto puede “comer” un agujero negro?
Nada escapa de él. Los hay de masas estelares (varias veces la masa del Sol), de masas intermedias (de cientos a millones de masas Solares) y supermasivos en el centro de las galaxias (millones a decenas de miles de millones – nuestro tiene 4 millones de masas solares – ).

Además del horizonte de sucesos, hay otro parámetro a tener en cuenta. Se trata de la mínima órbita circular estable (MOCE); o sea, la órbita circular más cercana que se puede tener en torno a un agujero negro.
Recordemos que la órbita es un caso particular de caída libre (Qué es estar en órbita | pdp, https://paolera.wordpress.com/2013/02/06/qu-es-estar-en-rbita/).
A menor distancia, necesitaremos más velocidad para estar en órbita; de lo contrario, caeremos en forma de espiral. A mayor velocidad, escaparemos de la órbita. Luego, existe una velocidad que nos permite estar en órbita estable, una caía libre que es un equilibrio entre el escape y la caída en una trayectoria curva.
Pero la mínima orbita (o las más cercana al agujero negro) implica la mayor velocidad posible, y esa es la velocidad de la luz. O sea que la MOCE es la que tiene un objeto moviéndose a la velocidad de la luz.
La MOCE tiene dos propiedades:
1 – dentro de ella nada escapa y cae en espiral al agujero negro.
2 – sobre ella, la partícula nunca escapará ya que no se puede superar la velocidad de la luz.
Luego, la MOCE determina qué está y qué no está condenado a caer en el agujero negro.
Más allá de la MOCE, las cosas aún pueden escapar. Lejos, la materia siente más la gravedad de sus vecindades que la del agujero negro y no sólo puede escapar sino que puede colapsar y formar estrellas. Es así que las galaxias no sucumben a su agujero negro central.
A medida que el agujero negro se alimenta y crece a costa del material que lo rodea, aumenta su horizonte de sucesos y su MOCE. Pero la materia que lo rodea no es infinita. Llega un momento en que ésta es menor y su alimento comienza a escasear. Cuando haya terminado con todo el material que lo rodea, sólo podrá desgarrar algo de materia de algún cuerpo que pase por su MOCE, los que no son tan abundantes. Luego, sólo le quedarán los que caigan directamente a él, los que son menos abundantes aún.
Si bien en una fusión de galaxias los agujeros negros supermasivos se unen formando colosales monstruos, nunca absorberán toda la galaxia resultante, su tamaño estará limitado. Así, si bien pueden alimentarse por siempre, no tienen toda la materia a su disposición.
Haciendo números en base a estas ideas, se estima que un agujero negro supermasivo no llega a crecer más de 270 mil millones de veces la masa del Sol.

Referencia:

Fuente:

pdp.

La llamativa formación de estrellas en el cúmulo de Fénix.

Para que se formen estrellas hacen falta ciertas condiciones.
Las estrellas nacen del colapso de nubes de gas, y este gas no puede estar caliente, ya que las corrientes por convección atentan contra el colapso del gas. Bajo ciertas condiciones, un frente de onda, como los producidos por el estallido de una estrella, colabora a la compresión del material para la formación de estrellas.
Se encontró cierta relación entre la actividad de los agujeros negros supermasivos centrales y la galaxias donde están naciendo estrellas.
Cuando la actividad es moderada, se observa una moderada formación de estrellas. Cuando la actividad es mayor, también es mayor el nacimiento estelar. Incluso, se han observado nacimientos de estrellas en la dirección de los chorros de materia que salen del centro galáctico. Esto es razonable si te tiene en cuenta que a mayor cantidad de materia, también es mayor la formación de estrellas y la actividad del agujero negro central ya que tiene más “alimento”.
Pero si la actividad es sumamente vigorosa, la tasa de formación de estrellas disminuye porque se recalientan las regiones donde hay gas y éste tiende a dispersarse (Procesos reguladores de la formación estelar | pdp, https://paolera.wordpress.com/2013/05/28/procesos-reguladores-de-la-formacion-estelar/).

A 5700 años luz de casa, se encuentra el cúmulo de galaxias de Fénix.
Se trata de una de las estructuras galácticas más grandes. Está dominado por una enorme galaxia central, la que forma entre 700 y 800 estrellas al año. Nuestra galaxia produce una o dos en ese tiempo.
Y aquí está lo llamativo.
Su agujero negro central muestra una gran actividad, la que debería impedir semejante formación de estrellas.

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Composición de imágenes en Rayos X, luz visible y radio-ondas del centro del cúmulo de Fénix – crédito: Credit: X-ray: NASA/CXC/MIT/M.McDonald et al; Radio: NRAO/AUI/NSF; Optical: NASA/STScI.

Las regiones azules cercanas al centro del cúmulo, se deben a la formación de estrellas en regiones donde hay gas frío pese a la gran actividad del agujero negro central observado en radio-ondas.

Una explicación sería que el agujero negro central disminuyó su actividad en favor de la producción de estrellas y luego la retomó una vez nacidas éstas.
Pero en ese caso, ese proceso no sería muy común. De serlo, debe durar muy poco ya que no se ha observado lo mismo en otros sistemas como éste.

Referencia:

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pdp.