Entradas del mes de febrero de 2016

[Nota: Este artículo es una recopilación de todas las entradas publicadas durante este mes]


Constelaciones de febrero

Fran Sevilla 31 enero, 2016 - 11:03 pm 

EL CIELO A SIMPLE VISTA

CONSTELACIONES, ESTRELLAS BRILLANTES Y PLANETAS EN FEBRERO 2016 

Los anocheceres de febrero, entre el final del crepúsculo y la medianoche, nos permiten ver en la eclíptica, culminando a gran altura, la constelación de TAURO, con el singular cúmulo abierto de Las Pléyades (M45), y la gigante naranja Aldebarán (Alpha Tau), el “rojo ojo del toro celeste”; y seguidamente, la constelación de GÉMINIS, con Cástor y Pólux. (Alpha y Beta Gem). 

Debajo de ellas vemos al formidable ORIÓN “el cazador” con su característico cinturón que alinea de izquierda a derecha a AlnitakAlnilam y Mintaka (Zeta, Épsilon y Delta Ori ); un poco más abajo tenemos su “tahalí” donde con unos simples prismáticos podemos ver la brillante Nebulosa de Orión (M42); también nos llamarán la atención la dorada Betelgeuse (Alpha Ori), en el hombro del brazo que levanta la espada, y la brillante Rígel, (Beta Ori) en el pie avanzado. Más abajo, también sobre el horizonte meridional, la estrella más brillante del firmamento nocturno, Sirio (Alpha CMa) en la constelación del CAN MAYOR, y a su izquierda y por encima, al otro lado de la Vía Láctea, la estrella principal del CAN MENORProción (Alpha CMi).


Ocultándose por el O-SO vemos PISCIS y más tarde ARIES por el O-NO. Mientras que por el E vemos levantarse CÁNCER y después LEO, por el E-SE

Por el cénit, al final del crepúsculo ya advertimos a Capella (Alpha Aur) en la constelación de AURIGA.

Mirando al norte, tras el crepúsculo, vemos Polaris, la estrella polar (Alpha UMi) por encima del trapecio de su asterismo, y en la parte alta de la región circumpolar, la tenue CAMELOPARDALIS. Vemos ascendiendo la OSA MAYOR por el E-NE y descendiendo por el O-NO a CEFEO y CASIOPEA; tal vez advirtamos la cabeza del DRAGÓN entre la bruma próxima al horizonte.

El Sol, permanecerá en CAPRICORNIO hasta el día 17, cuando pase, a ACUARIO, aunque según el zodiaco ya se halla en este signo al comenzar el mes y entra en el signo de Piscis el día 19

SOL febrero 2016            

Día 1

Día 15

Día 29

Comienzo Crepúsculo Matutino

06:46

06:31

06:11

Orto

08:22

08:05

07:43

Tránsito

13:21

13:22

13:22

Ocaso

18:20

18:39

18:57

Final Crepúsculo Vespertino

19:57

20:14

20:31

Coordenadas Aparentes de AR

20h57m13.787s

21h53m57.169s

22h47m25.615s

Coordenadas Aparentes de Declinación

-17 14′ 13.77″

-12 46′ 03.18″

-07 41′ 14.57″

En este mes no tenemos ninguna lluvia de estrellas que merezca destacarse, salvo señalar que las Virgínidas, cuyo máximo tiene lugar en marzo, comienza su periodo de visibilidad el día 13

[Josean Carrasco. Presidente de la Asociación Astronómica Izarbe de San Sebastián]


La Luna en febrero 2016

Fran Sevilla 1 febrero, 2016 - 11:07 pm 

FASES DE LA LUNA EN ENERO 2016

Febrero 2016

día

Hora

(Tiempo Local)

Constelación

Orto

Tránsito

Ocaso

Cuarto Menguante

1

04:28

Libra

01:43

07:11

12:34

Luna Nueva

8

15:39

Acuario

07:52

13:13

18:39

Cuarto Creciente

15

08:47

Tauro

12:16

19:31

02:53

Luna Llena

22

19:20

Leo

18:43

01:30

08:09

Las horas, en Tiempo Local, de los Ortos, Tránsitos y Ocasos están calculadas para Donostia/San Sebastián. En verde aparecen las horas del día anterior al señalado en la tabla y en rojo las del posterior.



PERIGEO(s) Y APOGEO(s) DE LA LUNA EN FEBRERO 2016

Enero 2016

día

Hora

(Tiempo Local)

Constelación

Distancia a la Tierra en Km

Perigeo

11

03:41

Piscis

364 360.9

Apogeo

27

04:27

Virgo

405 383.7

Perigeo es el punto de la órbita lunar más próximo a la Tierra y Apogeo el más alejado

Conjunciones de la Luna con los planetas en orden secuencial a lo largo del mes

Tablas de las conjunciones de la Luna y los planetas con las horas en Tiempo Local, las coordenadas J2000 y los datos para la observación de los eventos desde Donostia / San Sebastián. Los datos de separación en la conjunción son en minutos de arco y el ángulo de posición del planeta respecto de la Luna se mide desde la dirección Norte de ésta abriéndose hacia el Este. Por ej.: Si el ángulo de posición del planeta es de 180º, y su separación es de 200’ esto quiere decir que se encuentra 200 minutos de arco al Sur de la Luna. Fuente JPL y OAN


Encuentro con

día

Hora

Día lunar

Luna iluminada

Separación y Ángulo de Posición en el Máximo acercamiento

Marte

1

11:53

22.39

47.54 %

±113.3’  /  AP 190.9 grados

mag 0.8 | AR 14h51m46.836s  | Dec -14 55′ 23.72″  | En Libra | salida 02:10   |   puesta  12:22

Evento diurno en el que sólo la Luna es visible próxima a ocultarse por el horizonte SO. Ambos astros son visibles a simple vista en su acercamiento desde la salida del planeta a las 02:10 hasta el crepúsculo matutino de ese día. Muy cerca de ellos, por debajo se advierte Saturno. La culminación de la Luna tiene lugar a las 07:11 y la de Marte, 5 minutos después 


Encuentro con

día

Hora

Día lunar

Luna iluminada

Separación y Ángulo de Posición en el Máximo acercamiento

Saturno

3

20:22

24.74

25.34 %

±186.0’    /  AP 183.1 grados

mag 0.5   |  AR 16h51m57.785s  |  Dec -20 50′ 35.61″  |  en Ofiuco | salida 04:28 | puesta  13:49

Evento no visible que tiene lugar con ambos astros por debajo del horizonte; Ambos astros son visibles a simple vista en su acercamiento desde la salida del planeta a las 04:28 hasta el crepúsculo matutino de ese día. Muy cerca de ellos, por encima se advierte Marte La culminación de la Luna tiene lugar a las 08:45 y la de Saturno 23 minutos después.


Encuentro con

día

Hora

Día lunar

Luna iluminada

Separación y Ángulo de Posición en el Máximo acercamiento

Venus

6

07:27

27.21

6.78 %

±213.3’  /  AP 181.2 grados

mag -4.0 | AR 19h10m31.045s  | Dec -22 01′ 18.50″  | En Sagitario | salida 06:40 | puesta  15:52

Evento visible, pero no sin dificultad, ya que la Luna está muy menguada, casi nueva, y que tiene lugar durante el crepúsculo matutino con ambos astros por encima del horizonte oriental. Una bonita conjunción a la que se apunta Mercurio. 

También se verán en el cielo todos los demás planetas visibles a simple vista. Esta curiosa disposición planetaria es visible a lo largo de todo el mes. La culminación de la Luna el día 6 tiene lugar a las 11:22, 6 minutos después que la de Venus.


Encuentro con

día

Hora

Día lunar

Luna iluminada

Separación y Ángulo de Posición en el Máximo acercamiento

Mercurio

6

17:45

27.64

5.10 %

±195.3’  /  AP 167.8 grados

mag 0.0  | AR 19h32m42.475s  | Dec -20 57′ 48.64″  | en Sagitario | salida  06:55 | puesta 16:17


Evento diurno que tiene lugar con ambos astros rozando el horizonte O-SO a punto de ocultarse. Como decíamos al hablar de Venus, el acercamiento de ambos astros es visible desde la salida del planeta a las 06:55 hasta el amanecer, pero no sin dificultad, ya que la Luna está muy menguada, casi nueva. La culminación de la Luna tiene lugar a las 11:22 y la de Mercurio, 14 minutos después.


Encuentro con

día

Hora

Día lunar

Luna iluminada

Separación y Ángulo de Posición en el Máximo acercamiento

Neptuno

10

01:09

1.40

2.55%

±89.8’  /  AP 165.9 grados

mag 8.0 |  AR 22h41m57.984s  | Dec  -09 05′ 22.61″ | en Acuario  | salida 09:04 | puesta  20:03

Evento nocturno, pero no visible,  ya que tiene lugar con ambos astros debajo del horizonte. Tampoco es observable su acercamiento por encontrase muy próximos al Sol. La culminación de la Luna tiene lugar a las 15:02 y la de Neptuno 32 minutos antes


Encuentro con

día

Hora

Día lunar

Luna iluminada

Separación y Ángulo de Posición en el Máximo acercamiento

Urano

12

15:18

4.03

20.96 %

±139.7’    /  AP 334.2 grados

mag 5.9 |  AR  01h04m47.200s  | Dec +06 14′ 06.41″  | en Piscis  | salida 10:17  | puesta 23:12

Evento diurno en el que sólo la Luna es visible. Son localizables juntos y observables con prismáticos o pequeños telescopios al anochecer desde el final del crepúsculo hasta la puesta del planeta a las 23:12. La culminación de la Luna tiene lugar a las 16:49, 4 minutos después que la de Urano.


Encuentro con

día

Hora

Día lunar

Luna iluminada

Separación y Ángulo de Posición en el Máximo acercamiento

Júpiter

24

03:21

15.49

98.31%

±135.9’  /  AP 26.9 grados

mag -2.5 | AR 11h24m43.216s  | Dec +05 23′ 01.82″  |  En Leo  |  salida 19:56 |  puesta  08:43

Evento visible que tiene lugar de madrugada con ambos astros sobre el horizonte S-SO, aunque el brillo de la Luna desluce su observación. La culminación de la Luna tiene lugar a las 02:14, y la de Júpiter 6 minutos después


Planetas en febrero

Fran Sevilla 2 febrero, 2016 - 11:03 pm 

PLANETAS TELÚRICOS

Posiciones heliocéntricas de los planetas telúricos a mediados de febrero 2016


Ascensión Recta

Declinación (J2000)

Día 1

Día 15

Día 29

Mercurio

19h13m16.951s

20h16m17.320s

21h39m16.664s

-20 39′ 55.39″

-20 21′ 25.56″

-16 04′ 58.89″

Venus

18h44m42.790s

19h58m50.054s

21h10m27.040s

-22 22′ 22.37″

-20 39′ 37.80″

-16 58′ 16.01″

Marte

4h51m24.550s

15h17m58.087s

15h42m13.251s

-14 53′ 42.80″

-16 46′ 48.48″

-18 18′ 54.34″

Tablas con las coordenadas J2000 y con datos para la observación de los planetas telúricos a primeros, mediados y finales del mes en el momento de su tránsito por el meridiano local de Donostia / San Sebastián en tiempo local. Fuente JPL


Trayectoria aparente del Sol, y trayectorias de Mercurio y Venus a lo largo de febrero 2016


MERCURIO          

Día 1

Día 15

Día 29

magnitud

0.1

-0.1

-0.3

Orto

06:55

07:01

07:10

Tránsito

11:37

11:45

12:13

Ocaso

16:19

16:29

17:16

Elongación

24.6º matutino

24.3º matutino

18.5º matutino

Visible al SO en el crepúsculo matutino a lo largo de todo el mes, el día 7 alcanza su máxima elongación oeste (25.6º). El día 21 pasa por su afelio


VENUS                                          

Día 1

Día 15

Día 29

magnitud

-4.0

-3.9

-3.9

Orto

06:34

06:45

06:46

Tránsito

11:09

11:28

11:44

Ocaso

15:43

16:10

16.43

Elongación

31.5º matutino

28.4º matutino

25.2º matutino

Visible al SO en el crepúsculo matutino a lo largo de todo el mes.

                                                      


Trayectoria de Marte entre las estrellas de LIBRA a lo largo de febrero 2016


MARTE          

Día 1

Día 15

Día 29

magnitud

0.8

0.6

0.3

Orto

02:10

01:49

01:25

Tránsito

07:16

06:48

06:17

Ocaso

12:22

11:46

11:08

Visible durante todo el mes desde el comienzo de la madrugada hasta el amanecer.                           

PLANETAS GIGANTES

Posición heliocéntrica de los planetas gigantes a mediados de febrero 2016


Ascensión Recta

Declinación (J2000)

Día 1

Día 15

Día 29

Júpiter

11h33m10.250s

11h28m31.407s

11h22m27.498s

+04 24′ 01.73″

+04 57′ 07.62″

+05 38′ 06.82″

Saturno

16h51m08.234s

16h55m23.263s

16h58m28.869s

-20 49′ 26.49″

-20 55′ 00.70″

-20 58′ 13.07″

Urano

01h03m22.581s

01h05m13.579s

01h07m31.035s

+06 05′ 01.69″

+06 16′ 54.70″

+06 31′ 23.53″

Neptuno

22h40m50.295s

22h42m44.052s

22h44m42.768s

-09 12′ 08.09″

-09 00′ 47.35″

-08 48′ 59.46″

Tablas con las coordenadas J2000 y con datos para la observación de los planetas gigantes a primeros, mediados y finales del mes en el momento de su tránsito por el meridiano local de Donostia / San Sebastián en tiempo local. Fuente JPL


Trayectoria de Júpiter en retrogradación por entre las estrellas de LEO a lo largo del 1er trimestre de 2016


JÚPITER         

Día 1

Día 15

Día 29

magnitud

-2.4

-2.4

-2.5

Orto

31/21:38

14/20:37

28/19:33

Tránsito

03:58

02:59

01:58

Ocaso

10:18

09:21

08:22

Visible durante todo el mes desde el anochecer hasta el amanecer.                                                      


Trayectoria de Saturno con movimiento directo entre las estrellas de OFIUCO a lo largo del 1er trimestre de 2016


SATURNO       

Día 1

Día 15

Día 29

magnitud

0.5

0.5

0.5

Orto

04:35

03:45

02:53

Tránsito

09:16

08:25

07:33

Ocaso

13:56

13:05

12:13

Visible durante todo el mes desde avanzada la madrugada hasta el amanecer.

                                       


En el crepúsculo vespertino y a lo largo de febrero podemos observar la alineación de los cinco planetas visibles a simple vista. Foto de Aitor Abadía


URANO               

Día 1

Día 15

Día 29

magnitud

5.9

5.9

5.9

Orto

10:59

10:05

09:11

Tránsito

17:26

16:33

15:40

Ocaso

23:54

23:01

22:09

Localizable en PISCIS, podemos observarlo con prismáticos o pequeños telescopios al anochecer


NEPTUNO               

Día 1

Día 15

Día 29

magnitud

8.0

8.0

8.0

Orto

09:35

08:41

07:47

Tránsito

15:04

14:11

13:18

Ocaso

20:33

19:41

18:49

Localizable en ACUARIO, podemos observarlo con prismáticos o pequeños telescopios tras el crepúsculo vespertino al O-SO pero únicamente los primeros días del mes.

[Josean Carrasco. Presidente de la Asociación Astronómica Izarbe de San Sebastián]

Destellos desde Vega: Cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko. 23 de enero

Fran Sevilla 3 febrero, 2016 - 11:51 pm 

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA 

El pasado 26 de enero una nueva imagen del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko ha sido publicada por la Agencia Espacial Europea (ESA). Fue tomada el 23 de enero 2016 usando el instrumento OSIRIS a bordo de Rosetta. En dicho momento Rosetta se encontraba a 75,1 kilómetros del cometa. La resolución de la imagen es de 1,37 metros por píxel.

Fuente de la noticia: “Comet on 23 January 2016 – OSIRIS narrow-angle camera” de ESA.


Amplias vistas de Marte desde la Mars Express

Fran Sevilla 5 febrero, 2016 - 12:17 am 

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]

Imagen de amplio campo de la región volcánica de Tharsis, capturada el 29 de junio de 2014 por la sonda Mars Express. En el centro se aprecia el Monte Olumpus y en la parte superior, de izquierda a derecha, Ascraeus Mons, Pavonis Mons, y Arsia Mons. Noctis Labyrinthus se puede ver cerca del horizonte en la parte superior izquierda. Crédito: ESA / DLR / FU Berlin / Justin Cowart.

El geólogo Justin Cowart ha procesado imágenes de Marte tomadas con la cámara de alta resolución HRSC a bordo de la Mars Express con un resultado que resulta un regalo para la vista. Entre ellas, en la Sociedad Planetaria, han publicado cuatro de sus trabajos: una imagen en la que aparecen los cuatro volcanes de la región Tharsis de Marte, la zona volcánica Elysium, el polo norte del planeta y por último una fotografía junto a la cuenta Hellas.

Elysium y sus alrededores. Esta visión muestra de norte a sur Utopia Planitia, Elysium Mons y Elysium Planitia. Fue tomada el 11 de junio de 2014. Crédito: ESA / DLR / FU Berlin / Justin Cowart.


El 7 de abril de 2014 la sonda Mars Express capturó esta imagen del polo norte de Marte y Acidalia Planitia. Crédito: ESA / DLR / FU Berlin / Justin Cowart.


Hellespontus Montes, en el borde occidental de la cuenca Hellas. Capturada el 8 de febrero de 2014 por la Mars Express. Crédito: ESA / DLR / FU Berlin / Justin Cowart.





Para más información y descargar las imágenes a mayor resolución visitar, la Sociedad Planetaria

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]


La magnitud absoluta en asteroides y cometas

Fran Sevilla 5 febrero, 2016 - 11:17 pm 

La magnitud absoluta de una estrella,
sería la magnitud aparente que tendría la estrella si estuviese situada
a 10 parsecs de distancia, pero, ¿Cómo se calcula este valor para un
cometa o asteroide?

Al estar a distancias mucho
menores de nosotros, pierde sentido indicar la magnitud que tendrían a
10 parsecs. Por eso la magnitud absoluta en el caso de cometas y
asteroides es la magnitud que tendría el cuerpo si cumple tres
condiciones:
1.- Estar a 1 UA del Sol
2.- Estar a 1 UA de la Tierra
3.- La superficie que nos sería visible es 100% iluminada por el Sol

Existe una fórmula para conocer la magnitud aparente del cuerpo:
      m = M + 2,5 x log [ (d(Sol)^2 x d(Tierra)^2) / fase ]
donde m es la magnitud aparente, M la absoluta, d(Sol) la distancia al
Sol en UA, d(Tierra) la distancia a la Tierra, y la fase entre 0 y 1. El
logaritmo es en base 10 y el símbolo ^2 indica ‘elevado al cuadrado’.

Esta misma fórmula, con una
variante (cambiando la distancia a la Tierra a otro punto y
multiplicando la fase por la distancia del nuevo punto al Sol al
cuadrado) se puede hacer el cálculo para cualquier punto del Sistema
Solar.


La edad del Universo

Fran Sevilla 7 febrero, 2016 - 12:21 am 

R(t) nos indica como evoluciona
el Universo. En el gráfico del post se puede ver como el Universo se
expande a un ritmo descendiente lentamente. Así H(0) representa el
gradiente de la curva. Si proyectamos la tangente hasta cruzar con el
eje x (Que ocurre cuando R(t)=0) entonces tenemos el llamado Tiempo de
Hubble. El Tiempo de Hubble es una estimación de la edad del universo:

   t = 1 / (H(0)) 


Esta edad es sólo precisa cuando el ritmo de expansión es constante,
pero este caso solo se daría en un Universo vacío, carente de atracción
gravitatoria. El modelo estándar, con un Universo con materia y densidad
crítica, tendríamos:

   t = 2 / (3 x H(0))

Es
importante ver que la edad del Universo, en cualquiera de los casos
está en el orden de 1/H(0). También, es recomendable usar dichas
ecuaciones en SI (1/s) en lugar de lo habitual (km/s·Mpc)

La mejor manera de ver su
aplicación, es un ejemplo. Supongamos que tenemos un Universo vacío en
el cual H(0) tiene un valor de 40 Kms/s·Mpc. En primer lugar convertimos
el valor de H(0) al SI (multiplicar por 10^3 y dividir por 10^6 y por
3,086×10^16):

   t = 1 / H(0) = (1 / 40) x (10^6 x 3,086×10^16 / 10^3) = 7,7×10^17 segundos = 23.000.000.000 años

Si el valor de H(0) fuese 70 Kms/s·Mpc, tendríamos:

   t = 1 / H(0) = (1 / 70) x (10^6 x 3,086×10^16 / 10^3) = 4,5×10^17 segundos = 14.000.000.000 años


Barrio astronómico en Valladolid

Fran Sevilla 8 febrero, 2016 - 1:22 am 

Vista aérea del barrio de la Victoria en Valladolid

El barrio de la Victoria, en
Valladolid, tiene un conjunto muy curioso de calles con nombres
astronómicos. En particular con nombres de cuerpos del Sistema Solar,
tales como plaza del cosmos, calles Saturno, Tierra, Marte, Júpiter,
Venus o Plutón. 

Plaza del Cosmos


Calle Júpiter


Calle Marte


Calle Saturno


Calle Venus


El “meteorito” de Urkiola

Fran Sevilla 9 febrero, 2016 - 3:24 am 

En la cima de Urkiola, dentro del parque natural de Urkiola
(Vizcaya), podremos visitar un hermoso santuario, y en unos de sus
jardines, ¿un meteorito? [fotografía] Según dice la leyenda dando
vueltas a esta roca se encontrará marido o novio. Sin embargo no se
trata de un meteorito y esta roca (que es de un mineral de hierro sacado
de la mina de Santa Lucía.) fue colocada en este lugar el 29 de
Noviembre de 1929 por orden de D. Benito de Vizcarra, rector por aquel
entonces del Santuario de Urkiola, tal y como descubrió el historiador
Jon Irazabal y publicado por el diario Deia.


Destellos desde Vega: Rueda de prensa de LIGO

Fran Sevilla 10 febrero, 2016 - 12:00 am 

LIGO Hanford Control Room. Crédito: Tobin Fricke/Philip Neustrom/en.wikipedia.org

Gran expectación ante la rueda de prensa anunciada para presentar los últimos resultados del Advanced LIGO (Livingston, Washington). Según los rumores, y en base a posibles señales de septiembre y diciembre, LIGO podría haber detectado ondas gravitacionales, como resultado de la colisión de dos agujeros negros, de 29 y 36 masas solares, creándose uno único de 62 masas solares. 

La rueda de prensa será mañana día 11 de febrero de 2016 a las 16:30 horas de España. En el siguiente enlace podrás encontrar información adicional: “THURSDAY: Scientists to provide update on the search for gravitational waves“. También puedes saber el motivo de la importancia de la ondas gravitacionales en el artículo “¿Por qué es tan importante el descubrimiento de las ondas gravitatorias?” de Astrofísica y Física.


¿Por qué es tan importante el descubrimiento de las ondas gravitatorias?

Fran Sevilla 10 febrero, 2016 - 11:00 pm 

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]

 Desde hace semanas he leído rumores en la red sobre que se acercaba el anuncio que aseguraba el descubrimiento de la detección directa de ondas gravitatorias. La prudencia llamó a  mi mente, pero los acontecimientos se han ido sucediendo uno tras otro y ahora nos encontramos con que pasado mañana, científicos del LIGO van a dar una rueda de prensa. ¿Casualidad? ¿Qué nos quieren contar? ¿Se han descubierto realmente las ondas gravitatorias?

Lo único seguro es que todavía tenemos que esperar dos días para poder dar respuesta a las preguntas anteriores. 

Pero, ¿por qué es tan importante este descubrimiento?

Las ondas gravitacionales son ondulaciones en el espacio-tiempo predichas por la Teoría de la Relatividad General de Einstein. Nos dice que los objetos masivos, como los agujeros negros y las estrellas de neutrones, deforman el espacio-tiempo a su alrededor, y cuando dos de estos gigantes colisionan, emiten unas ondulaciones hacia el exterior que viajan a la velocidad de la luz. Hasta ahora, no se ha anunciado su observación directa. Pero su detección nos aportaría una nueva prueba  a favor de la Teoría de la Relatividad General.

Además de estas implicaciones en la Teoría de la Relatividad, las aplicaciones van más allá del marco teórico del gran trabajo de Einstein. Hace 100 años las observaciones astronómicas se realizaban sólo en la parte visible del espectro. En la actualidad sabemos que observando en diferentes longitudes de onda podemos obtener muchos más datos sobre los fenómenos cosmológicos. Por ejemplo, la observación en el infrarrojo nos está llevando a descubrir objetos fríos antes invisibles. y la observación en rayos X nos da pista sobre los fenómenos violentos del Universo. ¿Qué información podríamos conseguir si vemos el Universo a través de las ondas de gravedad? Una nueva ventana se abriría nuestro pies, porque una vez que la detección y su estudio sea posible, los científicos esperan poder utilizar las ondas gravitacionales para analizar algunos de los procesos más violentos del universo: la fusión de agujeros negros y/o estrellas de neutrones, o la región central de las explosiones de supernovas. Ahora mismo estamos ciegos ante estos fenémonos.

Además, podríamos profundizar mucho más en el estudio de los primeros instantes del Universo acercándonos bastante hasta el Big Bang. Lo más que podemos aproximarnos ahora al principio es a través del estudio del Fondo Cósmico de Microondas que nos permite estudiar el Universo cuando tenía 400.000 años de edad. Pero, ¿qué ocurrió antes? Actualmente no tenemos métodos para profundizar más en la historia del Cosmos, pero a través de las ondas gravitatorias podríamos hacerlo ya que la Teoría de la Relatividad General nos dice que pueden atravesar esta barrera proporcionándonos datos de los primeros instantes del Universo.

Espero daros buenas noticias el jueves.

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]


Sigue en directo el esperadísimo anuncio del LIGO sobre las ondas gravitatorias

Verónica Casanova 11 febrero, 2016 - 2:17 pm 

En el siguiente enlace,
comenzará en poco más de una hora una esperadísima rueda de prensa dada
por los científicos de LIGO. Los rumores en la red van aumentando a
medida que los minutos pasan. ¿Se han detectado evidencias directas de
las ondas gravitatorias? ¿Es otra clase de anuncio el que quieren
emitir? Entonces, ¿por qué se ha creado tanta expectación?

Desde Vega0.0 vamos a seguir en directo la rueda de prensa y las
redes sociales para manteneros al tanto de la información dada.


Detectadas por primera vez las ondas gravitatorias: culpable, un agujero negro binario

Verónica Casanova 11 febrero, 2016 - 11:00 pm 

La Teoría de la Relatividad General de Einstein, publicada por primera vez hace un siglo, fue descrita por el físico Max Born como “la mayor hazaña del pensamiento humano sobre la Naturaleza”. La rueda de prensa ofrecida hoy por el LIGO nos ha presentado dos grandes avances científicos que involucran importantes predicciones de la teoría de Einstein: la primera detección directa de ondas gravitatorias y la primera observación de la colisión y fusión de dos agujeros negros. 


Este acontecimiento catastrófico que ha producido la señal de ondas de gravedad GW150914, tuvo lugar en una galaxia distante situada a más de mil millones de años luz de distancia de la Tierra. Se observó el pasado 14 de septiembre de 2015 mediante los dos detectores de ondas gravitatorias del LIGO. Los científicos estiman que la potencia del pico radiado de ondas gravitatorias durante los momentos finales de la fusión de los agujeros negros era diez veces superior a la potencia de la luz combinada de todas las estrellas y galaxias del Universo observable. Este notable descubrimiento marca el comienzo de una nueva era en la astronomía: las ondas de gravedad nos abren una nueva ventana al Universo.

En este artículo hablaremos de la noticia presentada por el LIGO y publicada tras la rueda de prensa en la que han anunciado el descubrimiento.

Introducción y antecedentes.

Las ondas gravitatorias son ondas en el espacio-tiempo producidas por algunos de los eventos más violentos del cosmos, como lo son las colisiones y fusiones de estrellas masivas compactas. Su existencia fue predicha por Einstein en 1916, cuando demostró que la aceleración de objetos masivos “sacudiría” el espacio-tiempo generando ondas que viajan a la velocidad de la luz a través del Universo, y llevando con ellas información sobre su origen catastrófico, así como pistas muy valiosas de la naturaleza de la propia gravedad. 

Durante las últimas décadas, los astrónomos habían acumulado fuertes evidencias que apoyaban la existencia de las ondas gravitatorias, principalmente, mediante el estudio de su efecto sobre los movimientos de las estrellas binarias de nuestra galaxia. Los resultados de estos estudios avalaban la teoría de Einstein revelando órbitas en contracción debido a la emisión de energía a través de las ondas de gravedad. Sin embargo, la detección directa de las ondas gravitatorias, a medida que alcanzan la Tierra, han sido muy esperadas por toda la comunidad científica ya que este avance puede ofrecer nuevas evidencias de la Teoría de la Relatividad General y abrirnos una nueva forma de ver el Universo. 

 En el mismo año en el que Einstein predijo las ondas de gravedad, el físico Karl Schwarzschild demostró que el trabajo de Albert permitía la existencia de agujeros negros: objetos extraños que son tan densos y tan compactos que ni siquiera la luz puede escapar de su campo gravitatorio. A pesar de que, por definición, no podemos “ver” directamente la luz de un agujero negro, los astrónomos han encontrado innumerables evidencias de su existencia debido a las perturbaciones que generan en su entorno próximo. Por ejemplo, se cree que la mayoría de las galaxias del Universo, incluida la Vía Láctea, contienen un agujero negro súper masivo en su centro, con una masa de millones e incluso miles de millones de veces la del Sol. También hay evidencias de la existencia de agujeros negros con masas mucho más pequeñas, que van desde unas pocas a unas docenas de veces la masa solar. Se cree que estos son los restos de estrellas muertas que han colapsado debido a que han explotado en un evento conocido como supernova.


Junto a este sustancia progreso de la observación indirecta de los agujeros negros, se han producido importantes avances en la comprensión teórica de los objetos extraños como los agujeros negros binarios. Los modelos informáticos han permitido construir la fusión de estos dos objetos así como su emisión de ondas gravitatorias en el proceso.

Figura 1: onda gravitatoria detectada por LIGO. Crédito: LIGO

Los detectores LIGO

LIGO es el mayor observatorio de ondas gravitatorias del mundo y uno de los experimentos de física más sofisticados que se han realizado. Se compone de dos interferómetros láser gigantes situados a miles de kilómetros de distancia, uno en Livingston, Louisiana y otro en Hanford, Washington. LIGO emplea las propiedades físicas de la luz y del espacio en sí mismo para detectar las ondas de gravedad, un concepto presentado por primera vez en la década de 1960. Un conjunto de interferómetros iniciales fue completado en la década del 2000, incluyendo a TAMA300 en Japón, GEO600 en Alemania, LIGO en los Estados Unidos y Virgo en Italia. Las combinaciones de estos detectores permitieron la realización de observaciones conjuntas entre 2002 y 2011, pero no detectaron ninguna fuente de ondas gravitatorias. Después de someterse a mejoras importantes, en el 2015 los detectores de LIGO permitieron observaciones más avanzadas.

Un interferómetro como LIGO consta de dos “brazos” (cada uno de 4 km de
largo) en ángulos rectos entre sí, a lo largo de la cual brilla un haz
de láser y es reflejado por los espejos (suspendidos como masas de
prueba) en cada extremo. Cuando una onda gravitatoria pasa, provoca que los brazos del interferómetro se alarguen y contraigan tomando diferentes longitudes, lo que provoca que los rayos láser tarden diferentes tiempos en recorrer los brazos, lo que significa que los haces ya no están en fase produciendo por lo tanto, un patrón de interferencias. Por ello, llamamos interferómetros a los detectores de LIGO.

La diferencia entre las dos longitudes de los brazos es proporcional a las fuerza de la onda gravitatoria que pasa. Una onda de gravedad típica que se puede detectar posee aproximadamente 1 / 10.000 de la anchura de un protón. LIGO es tan sensible que puede llegar a medir estas cantidades tan diminutas.

Figura 2. Crédito: LIGO

La figura 2 muestra un diagrama simplificado de un detector avanzado LIGO.

Para detectar con éxito un evento de ondas gravitatorias como GW150914, los detectores LIGO necesitan combinar su asombrosa sensibilidad  junto a la capacidad de aislar señales reales o fuentes de ruido como las pequeñas perturbaciones debidas a fenómenos ambientales. Esta es el motivo principal por el que hay dos detectores LIGO Avanzados, ya que nos permiten distinguir las ondas gravitatorias de los efectos instrumentales o ambientales locales: solamente una señal de onda gravitatoria verdadera aparecería en ambos detectores, aunque separados por unas pocas milésimas de segundo, teniendo en
cuenta el tiempo que tarda la luz (o una onda gravitatoria) en viajar
entre los dos detectores.

El diagrama b de la figura 2 muestra cómo el ruido de los instrumentos en los detectores LIGO dependen de la frecuencia. Podemos ver que el ruido del
instrumento es más bajo en el “punto dulce”, en torno a unos pocos
cientos de herzios, pero aumenta bruscamente tanto en las frecuencias
bajas como en las altas. También hay un número de picos estrechos en el
que el ruido del instrumento es particularmente grande, por ejemplo
debido a la vibración de las fibras que suspenden los espejos y las
masas de prueba en cada interferómetro.

Llegar a la mayor sensibilidad de LIGO Avanzado requiere la mejora de casi todos los aspectos de diseño del LIGO original. Estas mejoras incluyen:

-Aumento significativo de la potencia del láser, para reducir la fuente principal de ruido a altas frecuencias.


-Rediseño de las cavidades para contener mejor la distribución espacial de la luz láser.

-Uso de grandes masas de prueba utilizando fibras de sílice fundidas, para reducir su ruido térmico.
 -La suspensión de las masa de prueba con un péndulo de cuatro etapas para mejorar el aislamiento sísmico.

 -Uso de una nueva estrategia para reducir el impacto de los movimientos terrestres.

El funcionamiento de una red de dos o más detectores también nos permite
“triangular” la dirección en el cielo de la que llega una onda
gravitatoria, mediante el estudio de la diferencia de tiempo de llegada a
cada detector. Por ello, este año el detector Virgo, el Italia, se unirá a la red global. Además se planean otros interferómetros para el futuro. 

Nuestras observaciones de LIGO y lo que significan.


El 14 de septiembre de 2015 a las 09:50:45 GMT, los observatorios de Hanford y Livingston identificaron la señal GW150914. Se empleó el método de búsqueda conocido como de baja latencia que está diseñado para analizar los datos del detector muy rápidamente, en busca de las evidencias de un patrón en forma de ondas gravitatorias, pero sin modelar los detalles precisos de su forma. Estas búsquedas rápidas reportaron el evento candidato dentro de sólo los tres primeros minutos de detección. Los datos de las ondas gravitacionales obtenidos por los interferómetros de LIGO se compararon con un extenso banco de formas de ondas predichos teóricamente – un proceso conocido como el filtrado adaptado- con el objetivo de encontrar la forma de la onda que más se ajustaba a los datos.

Figura 3.Crédito: LIGO

La figura 3 presenta los principales resultados de estos análisis detallados, los cuales apuntan a que GW150914 fue producido por la fusión de dos agujeros negros. La parte media de la figura muestra la reconstrucción de la señal de ondas gravitatorias tal y como se ven por el detector de Hanford. Particularmente, hay que tener en cuenta, que el patrón rojo calculado teóricamente para la coalescencia de dos agujeros negros, coincide con el patrón gris detectado.

En la parte superior de la figura se muestran los horizontes de sucesos de los dos agujeros negros aproximándose y cómo se unen entre sí, produciéndose una gran oscilación antes de asentarse. La comparación de los datos de deformación con las predicciones teóricas
nos permite comprobar si la relatividad general es capaz de describir
completamente el evento. Se pasa esta prueba con nota: todas nuestras
observaciones son consistentes con las predicciones de la relatividad
general.

También podemos utilizar los datos para estimar las
características físicas específicas del sistema que produjo GW150914,
incluyendo las masas de sus dos agujeros negros antes de la fusión, la
masa del agujero negro tras la fusión, y la distancia del evento.

Nuestros resultados indican que GW150914 fue producido por la fusión de
dos agujeros negros con masas de aproximadamente 36 y 29 veces la masa
del Sol, respectivamente, y que el agujero negro, tras la fusión, tenía
una masa de alrededor de 62 veces la masa del Sol. Consecuentemente, se
deduce que el agujero negro está girando (los agujeros negros en
rotación se predijeron teóricamente por primera en 1963 por el
matemático Roy Kerr). Finalmente, los resultados indican que GW150914 se
produjo a una distancia de más de mil millones de años de luz. Por lo
que los detectores LIGO han observado un acontecimiento verdaderamente
notable que sucedió hace mucho tiempo en una galaxia muy, muy lejana.

Si comparamos las masas de los agujeros negros pre y post-fusión, vemos
que la coalescencia convierte aproximadamente tres veces la masa del Sol
en energía de ondas gravitacionales, la mayor parte emitida en una
fracción de un segundo. De hecho, el poder de las ondas gravitatorias
radiadas por GW150914 fue de más de diez veces mayor que la luminosidad
combinada (es decir, la potencia de la luz) de todas las estrellas y
galaxias en el universo observable.

¿Cómo sabemos que GW150914 fue una fusión agujero negro?

Las masas previas a la fusión estimadas de los dos componentes en GW150914 refuerzan la idea de que son agujeros negros, sobre todo cuando a este dato se le suma la enorme velocidad y pequeña separación de los componentes, tal y como se muestra en la parte inferior de la figura 3, donde la velocidad se muestra en fracciones de la velocidad de la luz. Del mismo modo, se muestra que su separación es aproximadamente unas pocas veces el tamaño característico de un agujero negro, conocido como radio de Schwarzschild.

Estos gráficos señalan que los dos componentes se encontraban a tan sólo unos cientos de kilómetros de distancia antes de que se fusionaran, es decir, cuando la frecuencia de las ondas gravitatorias era de alrededor de 150 Hz. Los agujero negros no son los únicos objetos que pueden fusionarse, pero basándose en los datos de las masas, una par de estrellas de neutrones no serían lo suficientemente masivas, emitiendo como consecuencia de su fusión, frecuencias inferiores a 150 Hz.

¿Estamos seguros de que GW150914 fue un evento astrofísico real?

Los científicos han llevado a cabo una variedad de controles independientes y exhaustivos para verificar la detección de GW150914.

En primer lugar, como ya hemos señalado, el retardo de tiempo entre las
observaciones realizadas en cada detector LIGO fue consistente con el
tiempo de recorrido de la luz entre los dos sitios. Además, como se ve
en la figura 1, las señales de Hanford y Livingston mostraron un patrón
similar, como era de esperar, dada la cercana alineación de los dos
interferómetros, y fueron lo suficientemente fuertes como para
“sobresalir” contra el ruido de fondo del entorno a la hora del evento.

La comprensión de este ruido de fondo es una parte esencial del análisis
y consiste en el seguimiento de una amplia gama de datos ambientales
registrados en ambos sitios: movimientos de tierra, las variaciones de
temperatura y las fluctuaciones de la red eléctrica, por nombrar sólo
algunos. Al mismo tiempo, muchos canales de datos monitorean en tiempo
real el estado de los interferómetros – por ejemplo, que los diversos
rayos láser estén correctamente centrados. Si cualquiera de estos
canales ambientales o instrumentales indicaran un problema, entonces
serían descartados los datos del detector. Sin embargo, a pesar de los
exhaustivos estudios, no se han encontrado este tipo de problemas en los
datos del momento del evento.

La primera detección de ondas gravitatorias y la primera observación de un agujero negro binario en fusión son grandes logros. Pero sólo representan un nuevo y emocionante capítulo de la astronomía. Durante la próxima década las mejoras que se produzcan en los detectores de la red mundial nos ayudarán a estudiar el Universo como no se ha hecho antes. Esta red global mejorará significativamente nuestra capacidad para
localizar las posiciones de las fuentes de ondas gravitatorias en el
cielo y estimar con mayor precisión sus propiedades físicas. 

Más información en el enlace.

¿Qué es el “Earth MOID”?

Fran Sevilla 12 febrero, 2016 - 11:01 pm 

Trayectoria del cometa Elenin

Muchas veces se vuelven populares noticias alarmistas sobre cometas que amenazan nuestro planeta. Un ejemplo de ello fue el paso del cometa Elenin en 2012 y las consecuencias catastrofistas que algunos
pretendían asignarle. Suelen emplear términos que pueden llevar a confusión. En la página del JPL/NASA
sobre el cometa aparece un parámetro denominado “Earth MOID”. Este
parámetro no es la distancia más próxima del cometa a la Tierra. El
MOID es la mínima distancia que existe entre la órbita de un cometa (o
un asteroide) y la órbita, en este caso concreto de la Tierra. El valor
para el famoso cometa Elenin fue de
0,0306256 UA (4.500.000 kms), lo que indica que el cometa Elenin,
simplemente pasó 4.500.000 kms de la órbita terrestre: en ese
momento la Tierra estaba en otro punto diferente la órbita. El cometa
Elenin pasó a 35.000.000 kms (unas 0,23 UA) de nosotros.

En el gráfico parece que es muy
corta la distancia, pero no lo es: es realmente una distancia
astronómica. Estamos hablando de casi 1000 veces la distancia a la Luna.
Aún así, hay gente que afirma que hay peligro. Podemos hacer un modelo a
escala de este paso para hacernos una idea mejor. Supongamos que la
Tierra es una canica de 1 cm de diámetro.

Por ejemplo el cometa Elenin, en su máxima
proximidad, estaría a 2740 cm (27,4 m) de la canica y su núcleo sería
una mota de polvo de menos de 0,004 mm.


¿Cuántos aumentos puedo usar en mi telescopio?

Fran Sevilla 13 febrero, 2016 - 11:32 pm 

Telescopio RET50

En muchas ocasiones, uno se pregunta cual es el límite al que puede
llevar su telescopio. Para ello hay unas sencillas fórmulas para
calcularlo, si bien tendremos que tener en cuenta varias cosas.

Calcular la relación focal:
– Este parámetro nos indica como de luminoso es nuestro instrumento.
Normalmente los telescopios refractores suelen tener valores superiores a
10, mientras que los reflectores un valor inferior a 10. Los
catadriópticos suelen estar sobre 10. Para calcularlo necesitamos
conocer la longitud focal del telescopio así como el diámetro de la
lente principal (ambos en mm):
      Relación Focal (f/d): f/d = F [mm] / D [mm]
Ejemplo: Telescopio de 203 mm de diámetro de espejo principal y focal de 1200 mm: f/d=1200/203=5,9

Calcular los aumentos:
– Este valor depende el ocular. Así, si conocemos la focal del ocular en mm podemos calcular los aumentos que proporciona:
      Aumentos: A = F [mm] / Foc [mm]
Ejemplo: Ocular de 25 mm en un telescopio de focal de 1200 mm: A=1200/25=48 aumentos

Calcular los máximos aumentos:
– Este parámetro, es muy relativo, dado que si bien depende del
diámetro, alcanzarlos puede ser complicado y frustrante. A más aumentos,
se pierde nitidez, y en particular, si los oculares y/o óptica no es de
alta calidad, la imagen se degrada mucho.
      Ampliación Máxima: Amax = 2,3 x D  [mm]
Ejemplo: Telescopio de 80 mm de diámetro de lente: Amax=2,3×80=184
aumentos. De este modo si es un refractor de 1000 mm de focal necesitará
un ocular de 6 mm para aproximarse (167 aumentos). Sin embargo si su
focal es de 600 mm el ocular debería ser de 3,5 mm (171 aumentos). En
este segundo caso, oculares de esta focal suelen ser muy caros. Si la
calidad del ocular es baja será una completa decepción la observación a
estos aumentos. A todo esto tenemos que tener en cuenta que a más
aumentos más fácil es notar las vibraciones y fallos de la montura.
Tenemos que tener cuidado especial con esos instrumentos que siendo
refractores de 60 mm se anuncian con 500 aumentos: solo lo logran con
oculares de muy baja focal y lentes barlow de mala calidad.

Calcular la resolución:
– La resolución es la capacidad de “separación” que tiene el telescopio
(en segundos de arco) y lo podemos calcular conociendo el diámetro del
instrumento en pulgadas (1 pulgada=25,4mm). Es un valor límite que
únicamente lo lograremos con una buena óptica y baja turbulencia:
      Resolución: R [“] = 4,56 / D [pulgadas]
Ejemplo: Telescopio de 114 mm de diámetro de lente: 114 mm=4,48″.
R[“]=4,56/4,48=1,01”. Así, en buenas condiciones de turbulencia
podremos, por ejemplo, ver las componentes de una estrella doble cuya
distancia sea de 1,01″ de forma separada. Sin embargo, si su separación
es 0,9″, las veremos “pegadas”.

Calcular la magnitud límite:
– Este valor el la estrella más débil que podemos observar con el
telescopio, sin embargo, nuevamente depende de la calidad óptica,
calidad del cielo. Sabiendo el diámetro de la lente principal en cm lo
podemos calcular:
      Magnitud Límite: M = 7,5 + 5 . Log D [cm]
Ejemplo: Telescopio de 203 mm de diámetro de lente:
M=7,5+5.Log(20,3)=14,0. Telescopio de 125 mm de diámetro de lente:
M=7,5+5Log(12,5)=12,9. De este modo si queremos observar un asteroide
cuyo brillo es 13, con el primer telescopio y buenas condiciones,
podremos observarlo, pero con el segundo no.


Web “Eyes on the Solar System”

Fran Sevilla 15 febrero, 2016 - 12:51 am 

Tenemos disponible una nueva
aplicación web de la NASA, llamada “Eyes on the Solar System” donde la
NASA nos presenta las diferentes misiones espaciales en un mapa 3D del
Sistema Solar. Podéis acceder en el siguiente enlace: http://solarsystem.nasa.gov/eyes/


La ley de Bode

Fran Sevilla 16 febrero, 2016 - 1:02 am 

Bode

La
ley de Bode, o de Titius-Bode, hace una relación entre la distancia de
un planeta del Sistema Solar con el Sol, en función del número de orden
del planeta. La ley inicialmente era a=(n+4)/10, siendo
n=0,3,6,12,24,… (cada valor el doble del anterior). 

Fue descubierta por Johann D. Titius en 1766, aunque se la atribuyó J.E.
Bode en 1772. Sin embargo también se comenta que quizás fue descubierta
por C. Wolff en 1724. En aquella época sólo se conocían los planetas
clásicos Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno, que distan
del Sol: 0,38; 0,72; 1,00; 1,52; 5,2; 9,54 unidades astronómicas (1
UA=distancia media Sol-Tierra), encajando perfectamente con la ley de
Bode. 

En 1781 William Herschel descubre Urano, situado a 19,18 UA, que también
coincidía con el valor previsto de esta ley. Debido a este
descubrimiento, y a que según la ley, en la quinta posición de la
secuencia, a 2,8 UA debía haber algún cuerpo, se comenzó la búsqueda
intensa del cuerpo previsto por la ley. En 1801, Giuseppe Piazzi
descubrió el asteroide Ceres.

Sin embargo Neptuno viola esta ley, aunque podría ser usada como patrón para la búsqueda de exoplanetas.


La Fábrica de la Ciencias: ondas gravitatorias

Fran Sevilla 17 febrero, 2016 - 12:56 am 

No es la primera vez que recomendamos La Fábrica de la Ciencia en Astrofísica y Física. Además, el programa que comparto hoy es de gran actualidad: Ondas Gravitatorias, con la profesora Alicia Sintes de LIGO-UIB.

¡Feliz escucha!

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]


El asteroide Palas

Fran Sevilla 17 febrero, 2016 - 11:05 pm 

2 Pallas HST

Palas es el segundo asteroide
descubierto, después de Ceres, por lo que formalmente se designa como 2
Palas. Fue descubierto el 28 de Marzo de 1802 por Wilhelm Olbers e
inicialmente, al igual que otros asteroides fue considerado un planeta
(Tras su descubrimiento, en 1811, Schröter estimó el tamaño de Palas en
3.000 kilómetros). Su nombre procede de Palas Athena, otra denominación
de la diosa Athena de la mitología griega.

Se estima que Palas tiene un 7% de la masa total del cinturón de
asteroides situado entre Marte y Júpiter, y tiene un diámetro de entre
530 y 560 kilómetros, algo superior al de Vesta (.

La magnitud media que presenta Palas en oposición es de +8,0 (incluso en
alguna muy favorable puede alcanzar la +7,0), por lo que puede ser
observado con prismáticos en dicho momento, aunque normalmente su brillo
supera la +10,0, necesitando el uso de telescopio para su observación.

Palas orbita a 2,7 UA en 1686 días, si bien tiene características
orbitales algo inusuales para un cuerpo tan grande. Por un lado su
órbita está muy inclinada y con una excentricidad superior a otros
asteroides, a pesar de estar situado en la parte central del cinturón de
asteroides. También su eje está muy inclinado, si bien no se está
completamente de acuerdo en su valor, estando entre 60º y 80º. Además
presenta varias resonancias: 18:7 y 5:2 con Júpiter, y casi 1:1 con
Ceres.

Físicamente Palas es un asteroide con composición superficial de silicatos, y bajo en hierro y agua. Tiene un albedo de 0,12


¿Qué es una distancia?

Fran Sevilla 19 febrero, 2016 - 12:06 am 

Todos
tenemos claro que significado tiene la distancia entre dos puntos, sin
embargo, desde el punto de vista matemático, una distancia es un
conjunto no vacío E, donde se define una función d:ExE en R que cumple
las siguientes propiedades:

1.- d(x,y)>=0, para todo x, y de E
2.- d(x,y)=0, si x=y
3.- d(x,y)=d(y,x), para todo x, y de E
4.- d(x,y)<=d(x,z)+d(z,y) para todo x, y, z de E
De este modo, cada conjunto E dotado de d forma un espacio métrico, que se denota por {E,d}

La distancia usual y que usamos en nuestra vida cotidiana es la llamada distancia euclídea, que de define por:

pero
existen otras distancias, como por ejemplo la distancia discreta, que
es 0 si x=y, o 1 si x<>y (y que solo es útil para saber si dos
puntos son iguales), o la distancia del máximo:

o la de la suma:

u otras más complicadas. 

Como se puede ver, hay diversas formas de determinar las distancias entre dos puntos.


Actualización de Vis-FJSevilla

Fran Sevilla 19 febrero, 2016 - 11:07 pm 

En su momento ya comentamos que nuestra otra página web, Vis-FJSevilla, había tomado un nuevo rumbo (ver artículo “fjsevilla.com renovada“). Tal y como lo describimos en la propia pagina:

Con la ayuda de Verónica Casanova (autora de la página web Astrofísica y Física) compartiremos nuestras observaciones visuales. Es una época de telescopios computerizados, CCDs, fotografías espectaculares, pero aquí pretendo un enfoque más personal y desvinculado de la tecnología.

Ahora hemos realizado un nuevo cambio en Vis-FJSevilla. El contenido sigue siendo el mismo. Pero cambia el continente. Internamente hemos cambiado su hosting y el CMS (Content Manager Software/Software Gestor de Contenidos) usado con un objetivo: mejorar la experiencia del visitante. Visualmente su nuevo diseño, posible a este cambio, es más sencillo, claro y fácil de leer.

Obviamente a futuro, si la experiencia se muestra positiva, hay otro blog que seguirá los mismos pasos…

Esperamos que os guste el cambio. No dudéis en contactar con nosotros (en la página “Sobre Vis-FJSevilla” hay un formulario de contacto) para hacernos llegar vuestras sugerencias, opiniones, …


Día Internacional del Gato: Astrogatos en el Universo

Fran Sevilla 20 febrero, 2016 - 5:00 pm 

Hoy, 20 de febrero es el día internacional del gato. ¿Y que hacen los felinos apareciendo en un blog de astronomía? ¡Muy sencillo! Si la física tuviese una mascota oficial sería ¡un gato! De hecho, tanto en Astrofísica y Física como en Vega 0.0 han sido los protagonistas de algunos artículos. ¿Alguien no se ha dado cuenta todavía de que nos encantan los felinos?

Por ejemplo:

Explicación física de por qué los gatos caen siempre de pie

Mecánica cuántica: el gato de Schrödinger 

El gato de Schrödinger ayuda a sondear objetos delicados

Más sobre la Nebulosa Pata de Gato 

El ojo que no parpadea

Nacimiento estelar en la nebulosa Pata de Gato 


Nebulosa Pata de Gato


Nebulosa Ojo de Gato

[Artículo cedido por Astrofísica y Física]


Fundamentos de astronomía de rayos gamma (I)

Fran Sevilla 20 febrero, 2016 - 11:08 pm 

Introducción

En el mes de diciembre publique una serie artículos donde mostraba una forma de observar el Universo muy diferente a
la que habitualmente se conoce. En aquella ocasión se presentaron los fundamentos de la radioastronomía.
En esta ocasión presento otra forma de estudiar el universo: la
astronomía de rayos gamma.

La astronomía de rayos gamma es aquella en la
que se observan fotones de rayos gamma. Estos fotones, de alta energía,
se originan en fenómenos violentos tales como GRBs, explosiones de
supernovas o chorros de partículas. Al igual que ocurrió con la
radioastronomía, veremos que es una técnica radicalmente diferente a los
clásicos telescopios ópticos.


Los rayos gamma

Los rayos gamma son un tipo de
radiación electromagnética, por lo que está formada por fotones, pero en
este caso, a diferencia de los que observamos en el visible, son de muy
alta energía. Es tal la energía, que pueden penetrar la materia. Su
longitud de onda típica es de 10^(-11) metros y se producen por la
desexcitación de un nucleón en estado excitado a otro nivel de menor
energía, aunque también se pueden generar a partir de una desintegración
radiactiva (en tal caso es uno de los tipos de radiaciones radiactivas
junto con la alfa y la beta). Otra característica importante es que no
interaccionan con los campos magnéticos. La capacidad de penetración de
los rayos gamma en la materia viene expresada mediante la siguiente
fórmula:

       I(d) = I(0) exp (-md)
donde m es el coeficiente de absorción y d el grosor.

Sin embargo estas partículas son
detenidas en la alta atmósfera terrestre, no llegando a la superficie.
Sin embargo, cuando la energía de estos fotones supera el GeV puede
causar una cascada de partículas, las cuales generan la conocida
radiación Cherenkov.

Historia de la astronomía de rayos gamma

Debido a que los fotones de rayos
gamma son detenidos por la alta atmósfera, las primeras observaciones se
realizaron mediante globos sonda y cohetes, y posteriormente, por
satélites artificiales. A continuación se presenta una breve cronología:

– 1948: Feenberg y Primakoff indican que puede haber un gran número de fenómenos que producen la emisión de rayos gamma.


1961: El satélite Explorer-XI se convierte en el primer telescopio de
rayos gamma, aunque únicamente detecta poco más de 100 fotones.

– 1967: El satélite OSO III realiza la primera detección de rayos gamma procedentes de la Vía Láctea.

– 1972: El satélite SAS-2 establece la relación entre las emisiones de rayos gamma y la estructura galáctica.

– 1975: El satélite COS-B realiza dos grandes aportaciones: realiza un mapa de la Vía Láctea y descubre 25 nuevas fuentes.

– 1991: El Compton se convierte en el primer gran telescopio de rayos gamma.


1996: El satélite BeppoSAX tiene una resolución de 5′, lo que es una
auténtica revolución en la astronomía de rayos gamma, y le permite
estudiar remanentes de rayos gamma en galaxias distantes.

– 2002: El Integral tiene una resolución de 3′, mejorando la del BeppoSAX.

– 2010: El telescopio espacial Fermi descubre dos burbujas gigantes procedentes del centro de la Vía Láctea.


Fundamentos de astronomía de rayos gamma (y II)

Fran Sevilla 22 febrero, 2016 - 12:14 am 



Detección de los rayos gamma

Hay tres formas de realizar la detección de estas energéticas partículas:

Efecto fotoeléctrico:
El rayo gamma interactúa con un electrón transfiriéndole su energía. El
electrón es expulsado del átomo. Es válido para fotones de energía
inferior a 0,5 MeV.

Efecto Compton:
El rayo gamma incide en un electrón, expulsándolo del átomo. La energía
restante de transforma en una reemisión de una nuevo fotón de rayo
gamma de baja energía, aunque en diferente dirección del fotón
incidente. El rango de energías va de 100 KeV a 10 MeV (típicamente las
que se dan en explosiones nucleares).

Creación de pares:
La energía del fotón gamma, al estar próximo a un núcleo atómico y
debido a su interacción con el campo eléctrico, crea un par
electrón-positrón. posteriormente este par se combinan en la creación de
dos fotones gamma de 0,51 MeV cada uno.


Telescopios espaciales de rayos gamma

Observan directamente los rayos gamma desde el espacio y se basan dos técnicas:


Mediante el uso de espejos concéntricos que envían los rayos a un foco,
desviando el rayo poco a poco: dado que los rayos gamma pueden penetrar
la materia, la desviación de los rayos debe ser poco a poco y
gradualmente

– Mediante detectores de partículas, en particular en la producción de pares electrón-positrón.

La mejor resolución viene dada
por las más altas energías, ya que es más fácil la detección de los
pares electrón-positrón, ya que su dirección es más próxima al rayo
gamma original.

Uno de los telescopios espaciales de
rayos gamma más conocidos es el Fermi, lanzado en Junio de 2008. Su
principal instrumento es el Telescopio de Gran Superficie LAT, que
estudia rayos gamma entre 100 MeV y 100 GeV y tiene un campo visual del
20% del cielo. En 2010 descubrió dos grandes burbujas procedentes del
centro de la Vía Láctea.


Telescopios Cherenkov

Cuando
las energías son muy altas, en la alta atmósfera se crea una cascada de
partículas que dan origen a la conocida radiación Cherenkov. Se suele
producción a unos 10 kilómetros por encima de la superficie terrestre y
la cascada forma un cono de unos 2º y cubre un área en la superficie de
120 metros de radio. Esta radiación se caracteriza por ser débil,
extensa y breve (en el orden de nanosegundos). 

Esta radiación es uno de los modos de
hacer astronomía de rayos gamma desde la superficie terrestre. Para ello
se usan los llamados telescopios Cherenkov. El telescopio HESS está
situado en Namibia y trabaja con energías de los 100 GeV. Consta de
cuatro antenas de 13 metros cada una. En España tenemos el MAGIC,
situado en La Palma. Se trata de un telescopio Cherenkov de 17 metros y
formado de 1000 espejos. Una característica de este instrumento es la
posibilidad de focalizar los espejos a distancias entre 5 y 40
kilómetros. Cara al futuro está previsto la puesta en marcha del
Cherenkov Telescope Array (CTA), formado por 50 telescopios y que
mejoraría en un factor 5 la resolución actual.


Problemas de la física a comienzos del siglo XX

Fran Sevilla 23 febrero, 2016 - 12:19 am 

Max Planck

Fundamentalmente fueron tres y dieron lugar al nacimiento de la física moderna.

1. Radiación de cuerpo negro:

Un cuerpo a altas temperaturas emite en todas frecuencias: la intensidad tiende a 0 para longitudes de onda muy cortas o muy largas. Presenta un máximo en gráfico I/l (Intensidad frente a longitud de onda) en lmax que depende de la temperatura. Si se cierra una superficie a estilo de un horno y observamos, descubrimos que:

       lmaxT = C0 = 0,2898 cm K

que se conoce como la Ley desplazamiento de Wien, que da que C0 es constante universal. La distribución espectral independiente de la forma de la cavidad y del material de la superficie del cuerpo negro es aquella que absorve toda radiación que incide sobre ella. La radiación de cuerpo negro es aquella que emerge por el orificio. Planck resuelve el misterio en 1900: solo se puede tomar o ceder electrones en cantidades de energía en porciones:  E=hv

Se conoce como la Ley de radiación de Planck a:

2. Efecto fotoeléctrico:

Si luz incide sobre una superficie metálica emite electrones, pero la energía cinética de los electrones independientemente de la intensidad de la luz. En 1905 Einstein da solución:

      Ecin = E-W = hv-W

donde W es el trabajo de extracción. Millikan lo probó experimentalmente. Si hay una diferencia de potencial debe de ser debido a que: 

      eV > E(cinética)

siendo el potencial crítico: 

      V(0) = (hv-W) / e

(Más información en el blog de Verónica Casanova Astrofísica y Física)

3. Estabilidad y tamaño de los átomos:

En 1910 Rutherford descubre que el átomo se compone de núcleo una capa de electrones. En 1913 Bohr formula lo que se conocen como Condiciones cuánticas de Bohr

 descubrió que en el estado fundamental no emite radiación.

(Más información sobre partículas elementales en el post Partículas elementales en el Universo


Titania. Satélite de Urano

Fran Sevilla 23 febrero, 2016 - 11:29 pm 


Titania, satélite de Urano, fue descubierto por William Herschel el 11
de Enero de 1787. Su nombre procede se un personaje de la obra “El sueño
de una noche de verano” de Shakespeare. 

Se trata del mayor satélite de
Urano, con un diámetro de 1.575 kilómetros, y su órbita es de 436.000
kilómetros, con baja excentricidad y la completa en 8,7 días. Como
coincide con el periodo de rotación sobre su eje, al igual que otros
satélites, siempre presenta la misma cara al planeta.

Su superficie es oscura,
ligeramente rojiza y presenta alta densidad de cráteres, alguno de ellos
de más de 300 kilómetros, como el cráter Gertrude, de 326 kilómetros de
diámetro. No obstante, no presenta la misma densidad de craterización
que Oberón. También presenta enormes cañones, posiblemente formados en
una fase temprana de su formación, debido a la expansión del cuerpo. El
más destacado es el cañón denominado Messina Chasma, que recorre 1.500
kilómetros a lo largo de la superficie. Así mismo, algunas de las fosas
observadas, tienen un de hasta 20 kilómetros, y hasta 5 de profundidad.
Este satélite esta compuesto posiblemente a partes iguales de hielo y
roca, teniendo un manto de hielo y un núcleo rocoso. 

Análisis en espectroscopía
infrarroja realizados hace varios años, mostraron la presencia de hielo
de agua y dióxido de carbono en la superficie, pudiendo ser causante de
una tenue atmósfera de dióxido de carbono (no está confirmado, pero los
resultados de la observación de la ocultación de una estrella por este
cuerpo sugieren una presión atmosférica superficial de 10 nanobars).


Los quásares. Misteriosos objetos en los confines del Universo

Fran Sevilla 25 febrero, 2016 - 12:53 am 

Los quásares, u objetos casi-estelares, fueron descubiertos a comienzos de la década de 1960 y en la actualidad se conocen más de 200.000. Inicialmente, y ante la apariencia que presentaban de objetos puntuales y en base a las líneas de emisión observadas en sus espectros, se consideraron estrellas. Sin embargo, un análisis más profundo del espectro arrojó un resultado inesperado. Estos objetos presentaban unos desplazamientos al rojo (z) muy elevados. Así por ejemplo 3C273 tenía un desplazamiento al rojo de 0,158 y 3C48 de 0,367. Como ya es sabido, y por la ley de Hubble, la distancia que nos separa a las galaxias (y otros objetos extragalácticos) es proporcional al desplazamiento al rojo que presenten (siempre teniendo en cuenta movimientos propios, que desvirtúa esta ley para objetos cercanos).

Actualmente las distancias estimadas para estos objetos, en base al desplazamiento al rojo medido, van desde 240 Mpc (z=0,06) hasta 6 Gpc (z=6,5. Nota: Mpc: megaparsec. Gpc: gigaparsec. 1 parsec equivale a 3,26 años luz). Otros estudios han presentado otra interesante característica en algunos quásares: presenta espectros de absorción, y estos pueden tener diferente desplazamiento al rojo que los de emisión.

Descubiertos por la radioastronomía, pero en el dominio de los rayos X

Inicialmente descubiertos mediante la radioastronomía, pronto se descubrió que su principal radiación emitida no era en la longitud de onda de radio. Es más, actualmente se cree que solamente un bajo porcentaje de ellos emite de forma potente en radio. La mayoría son potentes emisores en rayos X. Así por ejemplo, el observatorio Einstein de rayos X (HEAO-B) pronto mostró que al menos 100 de ellos eran poderosas fuentes en estas longitudes de onda. Es por ello que se considera una propiedad común a todos ellos la emisión en rayos X, y no en radio.

Aquí nos aparece el primer enigma. En base a la distancia a la que se estima que se encuentran, la luminosidad de estos cuerpos es enorme, del orden de 10^39 vatios (100 veces más que nuestra galaxia entera) emitidos desde volúmenes de pocos años luz cúbicos. Algunos investigadores se inclinaron rápidamente por indicar que la ley de Hubble no era aplicable a los quásares, y que éstos, se encontraban mucho más cerca de lo que se pensaba inicialmente. Sin embargo, pronto nuevas observaciones revelaron que la distancia estimada era correcta. Aparecían asociados a galaxias remotas con las que compartían un mismo desplazamiento al rojo.

Los modelos apuntan a que constituyen una etapa más dentro de la evolución galáctica. En un estado anterior al de las galaxias comunes tendríamos las galaxias Seyfert, que presentan un núcleo más brillante, y un disco más débil. En un paso anterior estarían los quásares, con un núcleo ultrabrillante y un disco apenas observable. Así lo reveló el Telescopio Espacial Hubble (HST) de la NASA en 2002, que con su instrumento ACS/HRC observó el disco galáctico alrededor de 3C273, el cual mostraba claras líneas de absorción estelar. Debido al brillo del núcleo, deslumbraba su entorno. Actualmente los modelos apuntan que los quásares poco activos en radio están asociados a estructuras espirales, mientras que los más activos, a elípticas.

Pero, ¿Cómo logran radiar semejante cantidad de energía? La opción más aceptada desde la década de 1970 es que la emiten desde un agujero negro central supermasivo. Ahora bien, esto nos lleva a dos nuevos problemas. En primer lugar, descubrir cómo se forma dicho agujero negro. Se bajaran varias posibilidades. Una de ellas es que una gigantesca nube colapsa gravitacionalmente. Otra posibilidad sería un cúmulo estelar gigante en el cual las estrellas colisionan y terminan colapsando en un único objeto supermasivo. La tercera posibilidad consistiría en estrellas supermasivas de al menos 100 masas solares, que explotan como supernovas, dando lugar a estrellas de neutrones de masa estelar. Estas estrellas de neutrones serían los embriones de los futuros agujeros negros supermasivos.

En segundo lugar, también surge la duda de como convierten la energía gravitacional en radiación. En este sentido, la teoría más aceptada sería la que indica su origen en discos de acreción alrededor del agujero negro. La radiación en rayos X vendría de la fricción en el propio disco, mientras que la de radio vendría de radiación sincrotrón generada a partir de campos eléctricos en los ejes de rotación (creados a partir de intensos campos magnéticos).

Que su posible fuente de energía sean agujeros negros supermasivos, unido a que podrían ser una etapa temprana en la evolución de las galaxias, nos lleva a otro enigma: ¿son los agujeros negros supermasivos elementos esenciales en la evolución galáctica? Todo apunta a que así es.

¿Movimientos más rápidos que la luz?

No es la primera vez que alguien propone (incorrectamente) como refutación de la teoría especial de la Relatividad ciertas observaciones de alta resolución de los quásares. En observaciones con tecnología VLBI (radioastronomía) se detectaron jets que observados a lo largo del tiempo, se alejaban uno de otro. Midiendo la separación angular año tras año se calculó la velocidad de separación. Si a es la separación angular entre ambos jets y D la distancia a la Tierra, es obvio que si los jets se desplazan perpendicularmente a la línea de observación la velocidad lineal de separación será v=D(da/dt). Si no son perpendiculares en su desplazamiento a la línea de observación, entonces la velocidad v será incluso mayor.

Pues bien, según estas observaciones, en algunos casos la velocidad v llegaba a ser 20c (c es la velocidad de la luz en el vacío), lo cual entra en contradicción directa con la teoría de la Relatividad de Einstein. Nuevamente muchos fueron los que propusieron que la medida de la distancia estaba mal realizada. Sin embargo hay diversos modelos que explican el fenómeno observado.

Una de ellos, conocido como ‘árbol de navidad’ (Christmas tree) compara el fenómeno con el de las luces de un árbol de navidad. Así, el encendido y apagado secuencial de las luces en cierto orden, produce un efecto de movimiento. Otra propuesta, ilustrada en la figura 3, sugiere que una gran cantidad de materia situada delante de los jets curva la trayectoria de luz de modo que por un efecto visual (lente gravitacional) tenemos la sensación de una separación entre las fuentes mayor que la real. Según el ángulo, podría explicarse efectos muy altos.

Sin embargo, el modelo más aceptado no requiere de una masa que actúe como lente gravitacional. La figura 4 lo ilustra. Sean dos jets A y B, estando A a 4 años luz más lejos que el B, y separados visualmente para nosotros 3 años luz (5 años luz realmente). A la distancia que se encuentran los quásares esta separación es muy pequeña -requisito para que este modelo sea válido-. 

El jet A emite un pulso dirigido hacia la Tierra. Posteriormente, el jet B emite otro pulso 6 años después. Supongamos que el pulso de A llegó a la Tierra en el año 2012. Debido a que A está 4 años luz más lejos de nosotros que B, el pulso emitido por B llegaría en 2014. Ahora bien, visto desde la Tierra únicamente advertiríamos que la diferencia entre los pulsos es de 2 años, mientras que su separación aparente es de 3 años luz, por lo que nos parecería que la velocidad de separación entre ambos, medida en años sucesivos, es de 1,5c (3 años/luz / 2 años).

Fondo de rayos X

Otro misterio -por si fuesen pocos- que ha rodeado a los quásares es el denominado fondo de rayos X. Las observaciones parecen apuntar a la existencia de una correlación entre la luminosidad del quásar en el óptico y en rayos X. A más luminosidad en el óptico, mayor radiación en rayos X.

Esto planteaba un serio problema: en base a las estimaciones de los quásares que podrían existir en el universo observable, la radiación de rayos X que se debería observar de fondo (regiones donde nuestras limitaciones instrumentales no nos permiten detectar objeto alguno) sería bastante superior a la que se realmente se observa (y esto sin incluir siquiera las contribuciones de galaxias y cúmulos de galaxias).

Hoy por hoy es aceptado que se ha sobreestimado la cantidad de estos objetos que realmente existen.

Referencias

– “Violent phenomena in the Universe“. Narlikar. Ed. Dover. 2007

– “Universe“. Freedman y Kaufmann III. Ed. Freeman. 2008

– “El Universo“. Favrod. Ed. Noguer. 1975


El problema de la medida en mecánica cuántica

Fran Sevilla 25 febrero, 2016 - 11:09 pm 

Uno de los postulados de la física cuántica establece la conocida como reducción del estado cuántico según la cual, si |f(inicial)> se efectúa una medida ideal de una magnitud A que da valor de A dentro de un intervalo S, el estado tras la medida será |f(final)>=P(S)|f(inicial)>, siendo P(S) el proyector ortogonal correspondiente a S. Así el uso de un aparato de medida M introduce una transformación según la cual |f(inicial)> se convierte en |f(final)>, mediando un colapso de la función de onda y que resulta incompatible con las leyes de evolución cuántica de Schrödinger. A esta situación se la conoce como el problema de la medida.

Un caso para comprender el problema

Para estudiar esta situación, planteemos el siguiente caso. Se desea medir idealmente un observable A de un sistemas de estados e(P) al que denominaremos partícula. Dado un dispositivo M y pudiendo A tomar los valores +a y -a, M podrá indicar una medida neutra |g(0)>, una medida A=+a |g(+)> y una medida A=-a |g(-)>. El proceso de medida comienza en un estado |g(0)> correspondiente a la posición neutra del aparato de medición. Si el estado inicial de la partícula fuese |f(+)>, la medida daría A=+a, siguiendo la siguiente pauta: 

      |f(+)>·|g(0)> –(ES)–> |f(+)>·|g(+)> 

donde ES corresponde a la evolución de acuerdo a la ecuación de Schrödinger. Si hubiese sido |f(-)>, la pauta sería: 

      |f(-)>·|g(0)> –(ES)–> |f(-)>·|g(-)> 

y el aparato de medida indicaría A=-a.

Ahora si el estado inicial de la partícula es la superposición |f>=c|f(+)>+d|f(-)>, el proceso sería: 

      |f>·|g(0)> –(ES)–> c|f(+)>·|g(+)>+d|f(-)>·|g(-)>

terminando el sistema en un estado entrelazado que equivale a la superposición coherente de dos estados. De modo que esta evolución no es compatible con que se haga una medida definida. De modo que |f>·|g(0)> se reduce o bien a |f(+)>·|g(+)> con probabilidad |c|^2 o bien a |f(-)>·|g(-)> con probabilidad |d|^2. El problema viene ahora cuando queremos determinar cómo y cuándo se produce la reducción, o cómo se pasa de una superposición coherente a una mezcla incoherente.

Diversas propuestas para explicarlo

Existen diversas propuestas para explicar lo que ocurre durante el proceso anteriormente detallado, si bien ninguna está comprobada y tienen sus defensores y detractores. Hay para todos los gustos.

Una propuesta, defendida por Von Neuman -y cada día con menos defensores- indica que la interacción entre aparato y el sistema cuántico no puede estudiarse con las leyes de la mecánica cuántica. Así considera que el colapso de la función de onda es producto del análisis del observador.

Otra propuesta consiste en suponer que la teoría cuántica no es completa. Si bien la predicciones a nivel estadístico con correctas, esta propuesta considera que hay aspectos en los que un sistema físico no es completo. No obstante, no tiene respaldo experimental para ser demostrada.

Eugene Wigner propuso que la evolución cuántica únicamente se puede considerar lineal para sistemas simples aislados. Así, la ecuación de Schrödinger debería transformarse si el sistema es complejo y con gran número de grados de libertad, de modo que la linealidad del hamiltoniano se rompa. Sin embargo los experimentos indican que el carácter lineal del mundo cuántico es difícilmente refutable.

La explicación más aceptada consiste en suponer que el colapso del estado es una consecuencia de los estados y sistemas cuánticos cuando están completamente aislados del entorno. Así, la pérdida de coherencia viene dada por la interacción del entorno del sistema partícula-aparato de medida.

Y existe otra propuesta mucho más exótica que todas las anteriores: la descripción cuántica de un sistema físico incluye implícitamente otros elementos externos. Dicho así no parece muy exótico, pero si hablamos de la teoría de los “muchos mundos” (diferentes “universos”) o de la teoría de las “muchas consciencias” (la mente del observador) ya la cosa cambia. Así, cada vez que se realiza una medida el universo se desdobla en tantos universos paralelos como posibles resultados pueda dar la medida, de modo que realmente no hay colapso: cada componente sigue existiendo en diferentes universos paralelos.


Japeto

Fran Sevilla 27 febrero, 2016 - 12:58 am 

Uno de los más enigmáticos satélites del Sistema Solar orbita Saturno. Se trata de Japeto. Japeto tiene un diámetro de 1.500 kilómetros, un periodo orbital de 79 días en una órbita de radio 3.561.000 kilómetros y fue descubierto por Cassini en 1.671.

El misterio rodea a Japeto debido a que un hemisferio del satélite es más oscuro que otro. La diferencia de albero es de 0,05 en el lado oscuro hasta 0,5 en el lado brillante. El posible motivo de dicha diferencia podría radicar en una diferente composición de los materiales de la superficie debido a materiales provenientes de otros satélites o anillos, aunque no hay seguridad en el motivo real (Se sospecha fuertemente que sería debido a los anillos). Esta característica superficial explica el motivo por el que Cassini en el siglo XVII observó que podía ver a Japeto en un lado de Saturno, pero no en el otro. Pero no solo su diferencia de tonalidad superficial le hace diferente. También tiene una órbita mucho mayor que la de otros grandes satélites de Saturno y sus 15º de inclinación orbital le diferencia de los demás.

Geológicamente podría estar compuesto principalmente por hielo y materiales rocosos, con una superficie con gran cantidad de cráteres, algunos de ellos de hasta 350 kilómetros de diámetro. También dispone de una característica cordillera ecuatorial, llamada Toledo Montes, visible a gran distancia por su gran tamaño, que asemeja a una nuez según el ángulo de observación. Tiene una altura de 20 kilómetros y una longitud de 1.300 kilómetros, y para nuevamente aumentar el misterio que rodea a Japeto, solo discurre en el lado oscuro.


APOD del cometa Churyumov–Gerasimenko

Fran Sevilla 28 febrero, 2016 - 12:54 am 

Cometa 67P en diciembre 2014. Crédito: ESA

Las imágenes del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko tomadas por la misión Rosetta no dejan de sorprendernos. Aquí os traemos una que fue la imagen del APOD del 23 de noviembre de 2014. Muestra un barranco de un kilómetro de altura.


¡3.000 artículos!

Fran Sevilla 28 febrero, 2016 - 11:19 pm 

 

¡Ya hemos llegado a los 3.000 artículos publicados! Vega 0.0 arrancó el 19 de Septiembre de 2010, tras el CEA XIX en Madrid. El 6 de Junio de 2012 llegamos a los 1.000 primeros artículos, el 19 de marzo de 2014 a los 2.000 artículos y, en estos cinco años y medio se han publicado 3.000 artículos en total y recibido más de 1.295.000 visitas (una media de ¡20.000 visitas al mes!).

¡Muchas gracias a todos aquellos que visitáis la web! También quiero agradecer de manera especial la ayuda que durante todo este tiempo Verónica Casanova me ha prestado y sin la cual aún estaría esta página a “años-luz” de llegar a estas cantidades.

Además, coincidiendo con los 3.000 artículos, Vega 0.0 se reestrena. Como habréis podido comprobar el diseño es completamente diferente. No sólo ha cambiado el diseño. También ha cambiado el hosting y el CMS –Content Management System/Sistema de Gestión de Contenidos-. El cambio ha sido literalemente un 100%. Ha implicado una migración de plataforma. Las primeras pruebas se realizaron con el blog VIS-FJSevilla, dedicado a la observación visual, y que comenzó el 3 de febrero. Esta primera migración finalizó  el 17 de febrero.

Una vez comprobado que todo había sido correcto, iniciamos esta misma semana la migración de Vega 0.0, finalizándola ayer mismo (27 de febrero). Somos conscientes de que por el camino se han pedido cosas, como los formatos en algunos artículos, pero consideramos que el cambio era necesario y beneficioso, y decidimos mirar al futuro.

Esperamos que os guste el cambio.

pantallazo


El Polo Sur de Marte

Verónica Casanova 29 febrero, 2016 - 10:53 am 

Esta imagen del polo sur de Marte fue capturada por la nave espacial Mars Express de la Agencia Espacial Europea el 25 de febrero de 2015, desde una altura de 9.900 kilómetros. Crédito: ESA / DLR / FU Berlin

Era un día claro y soleado en las tierras altas del sur de Marte, cuando la nave espacial Mars Express, de la Agencia Espacial Europea, sobrevoló a unos 10.000 kilómetros de la superficie, al planeta rojo. La sonda enfocó con su cámara estéreo de alta resolución desde el polo sur hasta la Cuenca Hellas, capturando una imagen de una de las regiones más craterizadas del planeta.

La fotografía incluye cuatro grandes cráteres: Huxley, Secchi, Wallace y Tikhov.

A continuación, tenéis la misma imagen anotada para poder identificar las diferentes estructuras. 

Esta imagen del polo sur de Marte fue capturada por la nave espacial Mars Express de la Agencia Espacial Europea el 25 de febrero de 2015, desde una altura de 9.900 kilómetros. Crédito: ESA / DLR / FU Berlin


Completado el estudio ATLASGAL de la Vía Láctea

Fran Sevilla 29 febrero, 2016 - 7:48 pm 

This image of the Milky Way has been released to mark the completion of the APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy (ATLASGAL). The APEX telescope in Chile has mapped the full area of the Galactic Plane visible from the southern hemisphere for the first time at submillimetre wavelengths — between infrared light and radio waves — and in finer detail than recent space-based surveys. The APEX data, at a wavelength of 0.87 millimetres, shows up in red and the background blue image was imaged at shorter infrared wavelengths by the NASA Spitzer Space Telescope as part of the GLIMPSE survey. The fainter extended red structures come from complementary observations made by ESA's Planck satellite. Note that the far right section of this long and thin image does not include Planck imaging. To fully appreciate this image click on it and zoom and scroll sideways.

Plano sur de la Vía Láctea según el estudio ATLASGAL. Crédito: ESO

APEX, el Atacama Pathfinder EXperiment telescope, está situado a 5.100 metros por encima del nivel del mar en la región chilena conocida como Chajnantor Plateau (Atacama). El estudio ATLASGAL (survey) ha usado como ventaja la característica única que le aporta el telescopio para obtener vistas detalladas del plano de la Vía Láctea de la distribución del gas frío y denso. La nueva imagen incluye muchas de las regiones de formación estelar en la zona sur de la Vía Láctea.

Los nuevos mapas de ATLASGAL cubren un área del cielo de 140 grados de largo y 3 de ancho, más de cuatro veces de lo publicado por primera vez. Los mapas también son de mayor calidad, además de incluir algunas áreas que han vuelto a ser observadas nuevamente para obtener una calidad de datos más uniforme en toda el área cubierta por el estudio.

El estudio ATLASGAL incluye 70 papers científicos asociados ya publicados, y su legado irá más allá ahora que los datos reducidos están disponibles para toda la comunidad astronómica.

en el corazón de APEX están sus sensibles instrumentos. Uno de ellos, LABOCA (LArge BOlometer Camera) fue usado para el estudio ATLASGAL. LABOCA mide la radiación entrante registrando el pequeño aumento en la temperatura que causa en sus detectores, pudiendo detectar emisiones desde el polvo oscuro y frio que oscurece la luz estelar.

Los nuevos datos de ATLASGAL complementan las observaciones realizadas con los satélites Planck y Herschell. La combinación de datos de Planck y APEX permitió a los astrónomos detectar emisiones a lo largo de un área de cielo mayor y estimar la fracción de gas denso en la región interior de la galaxia. Los datos de ATLASGAL han sido usados también para crear un censo completo de nubes frías y masivas donde nuevas generaciones de estrellas se están formando.

Según Timea Csengeri, del Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR. Bonn, Alemania) y líder del trabajo de combinación de los datos de APEX y Planck, “ATLASGAL aporta emocionantes datos sobre dónde se forman la próxima generación de cúmulos y estrellas de gran masa. Combinando estos datos con observaciones de Planck, podemos obtener un vínculo con las estructuras a gran escala de nubes moleculares”.

El telescopio APEX recientemente celebró 10 años de éxitos investigación del universo frío. Juega un importante papel no en investigación, también como instalación complementaria de ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), situado también en el Chajnantor Plateau. APEX está basado en un prototipo de antena construida para el proyecto ALMA, y ha estado localizando varios objetivos que ALMA puede estudiar en gran detalle.

Leonardo Testi, miembro del equipo de ATLASGAL y científico del proyecto Europeo para ALMA, concluye que “ATLASGAL ha permitido tener una nueva y transformadora forma de ver el medio interestelar denso de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. La nueva publicación del estudio completo abre la posibilidad de nuevos descubrimientos. Muchos equipos de científicos están usando los datos de ATLASGAL para planificar detalladamente el camino a seguir por ALMA”.

Fuente de la noticia: “ATLASGAL Survey of Milky Way Completed” de ESO.


Cassini fotografía a Encelado

Fran Sevilla 29 febrero, 2016 - 10:40 pm 

PIA18351_modest

Encelado. Crédito: NASA

En esta fotografía la misión Cassini nos muestra la espectacular superficie de Encelado. La imagen fue tomada el 8 de septiembre de 2015 a una distancia de 129.000 kilómetros y tiene una resolución de 0,772 kilómetros por pixel. Fue tomada en luz visible y el norte está en la parte superior.

Encélado fue descubierto en 1789 de William Herschel. Es un satélite de 500 kilómetros de diámetro y orbita alrededor de Saturno en una órbita de radio 238.000 kilómetros completándola en 1,37 días. Se trata de un cuerpo con magnitud visual 11,8 por lo que es necesario telescopios relativamente grandes para su observación.

Este satélite tiene muchas peculiaridades. Quizás las más notables son que está situado dentro del anillo E de Saturno y que tiene una tenue atmósfera recientemente descubierta.

Otra característica es que tiene actividad geológica: este satélite está en resonancia con Dione, por lo que al igual que ocurre entre Europa e Io (satélites de Júpiter), gracias a los efectos de marea gravitatoria que podría sufrir, obtiene la energía interna necesaria. Aún así, no hay explicación por el momento a las observaciones de 10 veces más de generación de calor en el polo sur de lo previsto. Su densidad es un poco superior a la media del resto de satélites.

Su superficie está cubierta por cráteres, al igual que la mayoría de los satélites de Saturno, y tiene diversos valles y llanuras. La Cassini descubrió en 2005 una nueva llanura que rodea el polo sur y unos surcos llamados “rayas de tigre”, por las que se pueden observar escape de partículas de hielo por efusión. Junto con estos descubrimientos también se descubrió una tenue atmósfera alrededor del polo sur, lo que definitivamente evidencia una actividad geológica superior en el polo sur que en el resto del cuerpo.

Se puede ampliar información en el artículo “PIA18351: A Half-Enceladus ” de la NASA.


No hay comentarios:

Publicar un comentario

¡Nos encanta recibir tus comentarios y que participes!
Deja un comentario (Normas de participación)