Encuéntranos en Google+. mayo 2012 ~ El gato cuántico

martes, 29 de mayo de 2012

Grandes científicos 9: Werner Heisenberg


Werner Heisemberg

Werner Karl Heisenberg nació el 5 de diciembre de 1901 en Würzburgo y estudió en la Universidad de Múnich. En 1923 fue ayudante del físico alemán Max Born en la Universidad de Gotinga, y desde 1924 a 1927 obtuvo una beca de la Fundación Rockefeller para trabajar con el físico danés Niels Bohr en la Universidad de Copenhague. En 1927 fue nombrado profesor de física teórica en la Universidad de Leipzig. Después fue profesor en las universidades de Berlín, Gotinga y Múnich. En 1941 ocupó el cargo de director del Instituto Kaiser Wilhelm de Química Física, que en 1946 pasó a llamarse Instituto Max Planck de Física.


Estuvo a cargo de la investigación científica del proyecto de la bomba atómica alemana durante la II Guerra Mundial. Heisenberg realizó sus aportaciones más importantes en la teoría de la estructura atómica. En 1925 comenzó a desarrollar un sistema de mecánica cuántica, denominado mecánica matricial, en el que la formulación matemática se basaba en las frecuencias y amplitudes de las radiaciones absorbidas y emitidas por el átomo y en los niveles de energía del sistema atómico.

El principio de incertidumbre desempeñó un importante papel en el desarrollo de la mecánica cuántica y en el progreso del pensamiento filosófico moderno. En 1932, Heisenberg fue galardonado con el Premio Nobel de Física. Entre sus numerosos escritos se encuentran Los principios físicos de la teoría cuántica, Radiación cósmica, Física y filosofía e Introducción a la teoría unificada de las partículas elementales.

Inclinado desde joven hacia las matemáticas, y en menor medida por la física, intenta en 1920 empezar un doctorado en matemática pura, pero Ferdinand von Lindemann lo rechaza como alumno porque está próximo a jubilarse. Le recomienda hacer sus estudios de doctorado con el físico Arnold Sommerfeld como supervisor, quien lo acepta de buen grado. Tiene como compañero de estudios a Wolfgang Pauli.

Durante su primer año toma esencialmente cursos de matemática con la idea de pasarse a trabajar en teoría de números apenas tenga la oportunidad, pero poco a poco empieza a interesarse por la física teórica. Intenta trabajar en la Teoría de la Relatividad de Einstein y Pauli le aconseja que se dedique a la Teoría Atómica en la que todavía había gran discrepancia entre teoría y experimento.

Obtiene su doctorado en 1923 y en seguida viaja a Gotinga, donde trabaja como asistente de Max Born. En 1924 viajó a Copenhague y conoció a Niels Bohr.
Durante sus estudios en la Universidad de Múnich, Heisenberg se decantó decididamente por la física, sin renunciar a su interés por la matemática pura. En aquellos momentos, no obstante, la física se consideraba esencialmente una ciencia experimental y la falta de habilidad de Heisenberg para los trabajos de laboratorio complicarían el proceso de su doctorado. Arnold Sommerfeld, su director de tesis, reconocía sus extraordinarias capacidades para la física matemática pero había una cierta oposición a su graduación por causa de su inexperiencia en física experimental. Finalmente, Heisenberg se doctoró en 1923, presentando un trabajo sobre turbulencia de los fluidos. En estos años de doctorado conoció a Wolfgang Pauli, con quien colaboraría estrechamente en el desarrollo de la mecánica cuántica.

De Múnich, Heisenberg pasó a la Universidad de Gotinga, en donde enseñaba Max Born y en 1924 pasó al Instituto de Física Teórica de Copenhague dirigido por Niels Bohr. Allí Heisenberg conoció entre otros prominentes físicos a Albert Einstein e inició su período más fecundo y original, que dio como resultado la creación de la mecánica de matrices. Este logro se vería reconocido con la consecución del Premio Nobel de Física del año 1932.

En 1925, Heisenberg inventa la mecánica cuántica matricial. Lo que subyace en su aproximación al tema es un gran pragmatismo. En vez de concentrarse en la evolución de los sistemas físicos de principio a fin, concentra sus esfuerzos en obtener información sabiendo el estado inicial y final del sistema, sin preocuparse demasiado por conocer en forma precisa lo ocurrido en el medio. Fue Max Born quien se dio cuenta de que esa forma de trabajar ya había sido estudiada por los matemáticos y no era otra cosa que la teoría de matrices. 
La teoría cuántica tiene un éxito enorme y logra explicar prácticamente todo el mundo microscópico. En 1932, poco antes de cumplir los 31 años, recibe el Premio Nobel de Física por «La creación de la mecánica cuántica, cuyo uso ha conducido, entre otras cosas, al descubrimiento de las formas alotrópicas del hidrógeno».
En 1935 intenta reemplazar a Sommerfeld que se jubila como profesor en Múnich, pero los nazis quieren eliminar toda teoría física «judeizante», y en esa categoría entran la mecánica cuántica y la relatividad (teorías que Heisenberg enseñaba en sus clases), cuyos referentes, Max Born y Albert Einstein son judíos, de manera que se impide su nombramiento.

A pesar de esto, en 1938, Heisenberg acepta dirigir el intento nazi por obtener un arma atómica. De 1942 a 1945, dirigió el Instituto Max Planck de Berlín. Durante la Segunda Guerra Mundial trabajó con Otto Hahn, uno de los descubridores de la fisión nuclear, en un proyecto de reactor nuclear. Durante muchos años subsistió la duda acerca de si este proyecto fracasó por impericia de parte de sus integrantes o porque Heisenberg y sus colaboradores se dieron cuenta de lo que Hitler podría haber hecho con una bomba atómica.

En septiembre de 1941 Heisenberg visitó a Niels Bohr en Copenhague. En un acto que solo puede ser clasificado como traición y que ponía seriamente su vida en peligro, Heisenberg habló con Bohr sobre el proyecto de bomba atómica alemán e incluso le hizo un dibujo de un reactor. Heisenberg sabía que Bohr tenía contactos fuera de la Europa ocupada y le propuso un esfuerzo conjunto para que los científicos de ambos bandos retrasaran la investigación nuclear hasta que la guerra acabara. En junio de 1942 otro científico alemán, J. Hans D. Jensen, le dijo a Bohr en Copenhague que los científicos alemanes no estaban trabajando en una bomba nuclear, solo en un reactor.

Heisenberg y otros científicos alemanes como Max von Laue siempre afirmaron que por razones morales no intentaron construir una bomba atómica y que las circunstancias no se dieron para hacerlo. Estas declaraciones fueron amargamente denunciadas por científicos que participaron en el Proyecto Manhattan, aduciendo que Heisenberg había errado en su cálculo de la cantidad necesaria de Uranio-235 y de la masa crítica para sostener la reacción.

Al final de la guerra en Europa como parte de la Operación Epsilon, Heisenberg junto con otros nueve científicos, incluyendo a Otto Hahn, Carl Friedrich von Weizsäcker y Max von Laue, fue internado en una casa de campo llamada "Farm Hall" en la campiña inglesa. Esta casa tenía micrófonos ocultos que grababan todas las conversaciones de los prisioneros. El 6 de agosto de 1945 a las seis de la tarde Heisenberg y los demás científicos alemanes escucharon un informe de radio de la BBC sobre la bomba atómica de Hiroshima. A la noche siguiente Heisenberg dio una lectura a sus compañeros, a manera de informe, que incluía un estimado aproximadamente correcto de la masa crítica y de Uranio-235 necesarios, además de características del diseño de la bomba. El hecho de que Heisenberg haya podido hacer estos cálculos en menos de dos días, le da credibilidad a su afirmación de que la razón por la que no sabía cual era la masa crítica necesaria para una bomba atómica durante la guerra, se debía única y exclusivamente al hecho que no había intentado seriamente resolver el problema.

Al igual que Einstein, acabada la Segunda Guerra Mundial centró sus esfuerzos en el desarrollo de una teoría no lineal del campo unificado, aunque no obtuvo el resultado buscado en su empeño, tal como le sucedió a su ilustre colega. Falleció en Munch en 1976.

Fuente: Wikipedia

domingo, 27 de mayo de 2012

Astronautas 1: Neil Armstrong


Neil Armstrong
Neil Armstrong nació el 5 de agosto de 1930 en Wapakoneta, Ohio. Hijo de Stephen Koenig Armstrong y Viola Louise Engel, familia de origen alemán, su infancia transcurrió en diferentes localidades debido a que su padre era auditor del Estado de Ohio; de esta manera, Neil Armstrong creció en Warren, Jefferson, Ravenna, St. Marys, y Upper Sandusky, antes de que la familia se instalara definitivamente en Wapakoneta.

Armstrong desarrolló gran interés en volar a una edad muy temprana, cuando su padre lo llevó a las Carreras Nacionales Aéreas de Ohio. Su interés se intensificó a los seis años cuando realizó su primer vuelo en un aeroplano Ford Tri-Motor, o “Ganso de Lata”, como lo llamaban informalmente. Desde ese momento, tuvo una gran fascinación por la aviación.

A la edad de quince años, Armstrong empezó a tomar lecciones de vuelo en un aeropuerto situado al norte de la población de Wapakoneta, donde realizaba varios trabajos en el pueblo y en el aeropuerto para ganar dinero y pagar así las lecciones en un Aeronca Champion. A la edad de 16 años, antes incluso de haber pasado el examen de conducir, ya era estudiante de piloto. Recibió la licencia antes de graduarse de la Secundaria Blume en Wapakoneta en 1947.

Tan pronto Armstrong se graduó de los estudios secundarios recibió una beca de la Marina de los Estados Unidos. Posteriormente se inscribió en la Universidad Purdue y comenzó sus estudios de ingeniería aeronáutica. En 1949 la Marina lo llamó para cumplir con los deberes militares, se convirtió en aviador y en 1950 fue enviado a la guerra de Corea. Allí voló en 78 misiones de combate partiendo desde el portaaviones USS Essex.

Después de haber reunido suficiente experiencia en la Marina, en 1952 Armstrong se unió al Comité Consultivo Nacional (NACA). Su primera tarea la desarrolló en el Centro de Investigaciones Lewis, cerca de Cleveland, Ohio. En los siguientes 17 años trabajó de ingeniero, piloto de pruebas, astronauta y administrador de la NACA y su agencia sucesora, la Administración Nacional para la Aeronáutica y el Espacio (NASA).

Hacia mediados de la década de 1950, Armstrong se trasladó al Centro de Vuelos Edwards de la NASA en California, donde se convirtió en piloto de investigaciones en muchas de las aeronaves de gran velocidad, incluyendo el conocido X-15, que alcanzaba una velocidad de más de 6.300 kilómetros por hora. Armstrong voló en más de 200 modelos diferentes de aviones, incluyendo aviones de reacción, cohetes, helicópteros y planeadores. Mientras tanto, buscaba alcanzar estudios de graduación, por lo cual recibió un máster en ciencias de ingeniería aeroespacial de la Universidad del Sur de California.

Armstrong obtuvo una plaza de astronauta en 1962, uno de los nueve astronautas de la NASA en la segunda clase para ser elegidos. Por tal efecto, se mudó a El Lago, Texas, cerca del Centro de Vuelos Espaciales de Houston, para comenzar con su instrucción. Allí fue sometido a cuatro años de duro entrenamiento para que el programa Apolo lograra la meta de llevar al primer hombre a la Luna antes de que finalizara la década, tal y como había prometido en 1961 el presidente John Fitzgerald Kennedy.

A bordo del MMS, rumbo a la Luna
El 16 de marzo de 1966 voló en su primera misión espacial como comandante del Gemini 8, con David Scott. Durante esa misión, Armstrong condujo la Gemini 8 a un exitoso acoplamiento con el Agena, que ya estaba en órbita. A pesar de que el acoplamiento fue perfecto, las dos naves empezaron a realizar un movimiento de cabeceo y giro rápidamente. Aunque Armstrong pudo desacoplar la Gemini y usó los retrocohetes para estabilizar el control de su nave, los astronautas tuvieron que hacer un aterrizaje de emergencia en el Océano Pacífico. Su frialdad y eficiencia en el manejo de la crisis le granjeó una gran reputación.

Como comandante del Apolo 11, la primera misión pilotada a la Luna, Armstrong ganó la distinción de ser la primera persona en alunizar y poner pie sobre la superficie lunar. El 16 de julio de 1969, Armstrong, Michael Collins, y Edwin E. Aldrin comenzaron su viaje a la Luna. Collins fue el piloto del módulo de mando. Aldrin, un experto en sistemas, fue el piloto del módulo lunar y se convirtió en el segundo ser humano en caminar sobre la Luna. Como comandante del Apolo 11, Armstrong pilotó el módulo lunar y logró un aterrizaje seguro sobre la superficie lunar. A las 2:56:20 (Tiempo Coordinado Universal) del 21 de julio de 1969, Neil Armstrong pisó la Luna y pronunció su famosa frase: “Es un pequeño paso para un hombre, pero un gran salto para la humanidad” ( "That's one small step for man, one giant leap for mankind"). Aldrin y Armstrong estuvieron cerca de dos horas y media caminando sobre la Luna, recogiendo muestras, haciendo experimentos y tomando fotografías. El 24 de julio de 1969, los tres hombres amerizaron en el Océano Pacífico y fueron recogidos por el portaaviones U.S.S. Hornet.

Los tres astronautas del Apolo 11 fueron honrados con un desfile en la ciudad de Nueva York tan pronto regresaron a la Tierra. Armstrong recibió la Medalla de la Libertad, la distinción más importante ofrecida a un civil de los Estados Unidos. Otras distinciones de Armstrong recibidas al finalizar su misión incluyeron la Medalla a la Distinción por Servicio de la NASA, la Medalla al Servicio Excepcional de la NASA, 17 medallas de otras naciones y la Medalla de Honor del Congreso Espacial.

Hacia principios de la década de 1970 Armstrong accedió al cargo de vice-administrador asociado para la división de Aeronáutica de las Oficinas Centrales de la NASA, en Washington, D.C. En ese puesto fue responsable de la coordinación y administración del trabajo de investigación y tecnología general de la NASA relacionado con la aeronáutica.

Después de abandonar la NASA en 1971, comenzó su trabajo como profesor en Ingeniería Aeroespacial en la Universidad de Cincinnati desde 1971 hasta 1979. Durante los años 1982-1992, Armstrong fue presidente del Computing Technologies for Aviation, Inc., en Charlottesville, Virginia. Después de estos trabajos, Armstrong se convirtió en presidente de la junta directiva de AIL Systems, Inc., una compañía de sistemas electrónicos en Deer Park, Nueva York.

De carácter introvertido, Neil Armstrong ha sido el más evasivo de la tripulación de Apolo 11, aunque sigue dando conferencias sobre el futuro de los vuelos espaciales y aparece públicamente cuando se conmemora algún aniversario del viaje a la Luna. Actualmente vive en su casa de campo ubicada en Lebanon, Ohio.

Fuente: Wikipedia
Crédito de las fotografías: NASA

viernes, 25 de mayo de 2012

El Grupo Local de galaxias

Se denomina Grupo Local al grupo de galaxias en el que se encuentra la nuestra, la Vía Láctea. Está dominado por dos galaxias espirales gigantes, Andrómeda y la Vía Láctea. El resto de galaxias, unas 30, son más pequeñas; muchas de ellas son galaxias satélite de una de las mayores.

Las galaxias libres giran en torno al centro de gravedad del grupo, situado entre Andrómeda y la Vía Láctea. Además, nuestro Grupo Local está contenido dentro del supercúmulo de Virgo, cuyo centro gravitatorio es el denominado Gran Atractor, hacia el cual se dirige el Grupo Local.

Dentro del Grupo Local, se conocen tres sistemas dominados por galaxias masivas actuando como centros de gravedad, y varias galaxias actuando como satélites:

Sistema de Andrómeda: M32, M110, NGC 147, NGC 185, Andrómeda I, Andrómeda II, Andrómeda III, Andrómeda IV, Andrómeda V, Andrómeda VI y Andrómeda VII.

Sistema de la Vía Láctea: Enana de Sagitario, Enana del Can Mayor, Gran Nube de Magallanes, Pequeña Nube de Magallanes, Enana de la Osa Menor, Enana de Draco, Enana de Carina, Enana de Sextans, Enana de Sculptor, Enana de Fornax, Leo I, Leo II y Enana de Tucana.

Sistema del Triángulo: Galaxia Enana de Piscis (LGS 3)

Se ha observado que Andrómeda y nuestra galaxia se acercan rápidamente a una velocidad de unos 500.000 km/h, lo que plantea que pueda producirse una colisión entre ambas dentro de unos 3.000 a 5.000 millones de años, según la masa que tengan estas galaxias. De producirse, tal choque no debe entenderse como el que tiene lugar entre dos cuerpos sólidos, sino que las galaxias se atravesarían la una a la otra produciendo una devastación total debido a la fuerza de gravedad. Como resultado, una parte del material de ambas se dispersaría y el resto formaría una nueva galaxia, probablemente elíptica. Si en vez de un choque de este tipo lo que tiene lugar es una aproximación, ambas galaxias se deformarían y una parte del material de cada una de ellas escaparía o se mezclaría, tanto más, cuanto mayor fuera la aproximación, hasta acabar también fundiéndose los restos en una galaxia elíptica, en la que eventualmente acabarían las demás galaxias del grupo.


Por lo que respecta al futuro del Grupo Local, éste podría quedar integrado en el cúmulo de Virgo, aunque recientes estudios muestran que la aceleración de la velocidad de expansión del universo impedirá que ello ocurra. Dicho cúmulo está situado en el centro de un supercúmulo mucho mayor, el Supercúmulo de Virgo. Así pues, nuestro grupo se halla en el corazón del supercúmulo situado cercano de la región con mayor influencia gravitatoria, a la cual nos aproximamos.

Fuente: Wikipedia

miércoles, 23 de mayo de 2012

martes, 22 de mayo de 2012

Lluvia de meteoros desde el espacio

Una espectacular vista desde la Estación Espacial Internacional de la lluvia de meteoros Líridas. El astronauta Don Petit lo filmó y ahora lo podéis ver en el canal Youtube del Gato Cuántico. Los fogonazos de un blanco azulado que se ven en la Tierra son los impactos de los meteoritos contra la atmósfera terrestre.


©NASA/Don Petit

domingo, 20 de mayo de 2012

El cometa Hale-Bopp


Alan Hale, en Cloudcroft, Nuevo México, realizaba una búsqueda sistemática de cometas cuando el 23 de julio de 1995 descubrió un objeto de undécima magnitud cerca de la agrupación globular M70, en la constelación de Sagitario. Por su parte, Thomas Bopp observaba el cielo con el telescopio de un amigo, cuando percibió un objeto no catalogado que resultó ser el cometa.

Pronto quedó claro que Hale-Bopp no era un cometa corriente: al calcular su órbita, resultó estar a 7,2 unidades astronómicas (UA) del Sol, colocándose entre Júpiter y Saturno a la mayor distancia a la Tierra que cualquier otro cometa descubierto. La mayoría de los cometas a esta distancia son apenas perceptibles y su actividad no es apreciable, pero la cola del Hale-Bopp era observable. En una imagen del Telescopio anglo-australiano de 1993 se encontró el cometa todavía no descubierto a 13 UA del Sol, que es una distancia que en general no permite observar cometas; por ejemplo, el cometa 1P/Halley es 50.000 veces menos luminoso a la misma distancia del Sol. Los análisis indican que su núcleo tiene cerca de 50 kilómetros de diámetro, tres veces el tamaño del Halley.

Su gran distancia y sorprendente actividad indicaba que el cometa Hale-Bopp sería muy brillante al alcanzar su perihelio en 1997. Sin embargo, los especialistas en cometas tuvieron cautela en sus anuncios, debido a lo difícil que es predecir con exactitud el brillo de un cometa. Años antes, en 1973, se anunció que el Cometa Kohoutek sería el cometa del siglo por su brillantez, pero no cumplió las expectativas en ese sentido.

El Hale-Bopp se hizo visible a simple vista en verano de 1996, y aunque su brillo se redujo considerablemente en la última mitad de ese año, los científicos seguían siendo cautelosamente optimistas acerca de la posibilidad de que se volviera muy brillante. Se encontraba demasiado cerca del Sol como para que fuese observable durante diciembre de 1996, pero cuando reapareció en enero de 1997 era ya lo suficientemente brillante como para que pudiese ser visto por cualquiera que lo buscase, incluso desde grandes ciudades con cielos contaminados lumínicamente.

Por aquel entonces, Internet era un fenómeno creciente y numerosas páginas web que seguían el progreso del cometa y que facilitaban imágenes diarias desde todo el mundo se volvieron muy populares. Internet desempeñó un papel determinante alimentando el interés público, hasta ahora sin precedentes, sobre el Hale-Bopp.

A medida que el cometa se aproximaba al Sol, continuaba resplandeciendo, brillando con magnitud dos en febrero, y mostrando un creciente par de colas, con una formada por gas azul apuntando directamente hacia el Sol y la otra cola formada por polvo amarillo curvándose a lo largo de su órbita. El 9 de marzo, un eclipse solar en Mongolia y en el este de Siberia permitió a los observadores situados allí ver el cometa durante el día.

Durante su perihelio, el 1 de abril de 1997, el cometa fue espectacular. Brilló más que cualquier estrella del cielo, exceptuando Sirio, y sus dos colas se separaban entre 30 y 40 grados a lo largo del cielo. El cometa era visible bastante antes de que el cielo se oscureciese por completo cada noche, y mientras que muchos grandes cometas están muy próximos al Sol mientras pasan su perihelio, el cometa Hale-Bopp resultaba visible durante toda la noche a los observadores situados en el Hemisferio Norte.

A medida que el cometa decaía seguía siendo vigilado por los astrónomos. En enero de 2005 el cometa estaba más allá de la órbita de Urano, a una distancia de la Tierra de aproximadamente 21 UA, pero seguía siendo observable empleando grandes telescopios. Observaciones de ese año han descubierto que todavía muestra una cola distinguible.

Los astrónomos esperan que el cometa permanezca observable mediante grandes telescopios hasta, tal vez, el año 2020, momento en el que se encontrará en magnitud 30. Llegado este punto será muy difícil distinguirlo del gran número de estrellas lejanas que tienen un brillo similar.

Uno de los descubrimientos más reseñables fue que el cometa tenía un tercer tipo de cola. Además del ya conocido rastro de polvo y gas, el Hale-Bopp exhibía también una débil cola de sodio, sólo visible con potentes instrumentos con filtros específicos. Se habían observado antes emisiones de sodio en otros cometas, pero no se las había visto provenir de una cola. La cola de sodio del cometa Hale-Bopp se extendía a lo largo de 50 millones de kilómetros.

Se ha encontrado que la proporción de deuterio en el cometa Hale-Bopp, en forma de agua pesada, es el doble que en los océanos de la Tierra. Si tal proporción fuera la normal en todos los cometas, este hallazgo demostraría que los impactos de cometas no pueden ser la fuente única del agua de los océanos terrestres, aunque puedan ser fuente de una parte significativa, como suele pensarse.

La actividad y liberación de gases del cometa Hale-Bopp no se producía de forma uniforme sobre su núcleo, si no que provenía de varios grandes chorros desde puntos específicos. Las observaciones del material que fluía de estos chorros permitió a los astrónomos medir el período de rotación del cometa, que resultó ser de aproximadamente 11 horas 46 minutos. Sobrepuestas a esta rotación había algunas variaciones periódicas durante varios días, lo que implicaba que el cometa rotaba sobre más de un eje de rotación.

En 1999 apareció una publicación que presumía la existencia de un núcleo binario, para explicar así el patrón de las emisiones de polvo observadas. Esta publicación se basaba meramente en un análisis teórico y no incluía ninguna observación de este supuesto "núcleo satelital", pero estimaba que podría tener aproximadamente 30 kilómetros de diámetro, orbitando cada tres días a una distancia de 180 kilómetros del núcleo principal, que tendría un diámetro de 70 kilómetros.

Estos resultados fueron muy discutidos por los astrónomos, ya que ni siquiera las imágenes de alta resolución tomadas con el Telescopio Espacial Hubble revelaban rastro alguno de un núcleo doble. Además, mientras que se han hecho observaciones de cometas que se han fragmentado, ninguna de ellas se corresponde con un núcleo binario estable. Dada la pequeña masa de los núcleos cometarios, la órbita de un núcleo binario resultaría fácilmente alterada por la gravedad del Sol y de los planetas.

Las observaciones realizadas a finales de 1997 y principios de 1998 parecían mostrar un pico doble en el brillo del núcleo. Sin embargo aún existe cierta controversia en torno a que algunas observaciones puedan ser sólo explicadas por la presencia de un núcleo secundario.

En muchas culturas los cometas han sido vistos, históricamente, como malos presagios y se han tratado con mucho recelo. Quizás debido al gran interés suscitado por el paso del cometa Hale-Bopp y por su rara actividad y tamaño, el cometa se convirtió en el centro de muchas creencias y teorías extrañas.

En noviembre de 1996, el astrónomo aficionado Chuck Shramek, de Houston, Texas, tomó una imagen digital del cometa que mostraba un objeto borroso levemente alargado en sus proximidades. Cuando su programa de ordenador no identificó el objeto con ninguna estrella conocida, Shramek llamó al programa de radio Art Bell para anunciar que había descubierto un 'objeto del estilo de Saturno' siguiendo al Hale-Bopp. Entusiastas de los OVNIs llegaron rápidamente a la conclusión de que había una nave espacial siguiendo al cometa. Meses más tarde, la secta Heaven's Gate tomó la aparición del cometa como una señal para llevar a cabo su suicidio colectivo; Alegaron que dejaban sus cuerpos terrenales para viajar en la nave espacial que seguía al cometa.

Para casi todo el que lo vio, el Hale-Bopp era sencillamente una bonita y espectacular visión en los cielos al atardecer. El largo período en el que permaneció visible y la gran cobertura mediática de la que fue objeto probablemente lo convirtió en el cometa más observado de la historia, teniendo más impacto entre el público en general que el que tuvo el regreso del 1P/Halley en 1986, y sin duda fue visto por más personas de las que presenciaron cualquiera de las apariciones anteriores del cometa Halley. Fue un cometa que batió récords: el más alejado del sol descubierto hasta entonces, con el núcleo más grande conocido, y pudo ser observado a simple vista durante el doble de tiempo que el cometa que anteriormente ostentaba este récord. Tuvo también un brillo superior a la magnitud 0 durante ocho semanas, más tiempo que cualquier otro cometa en los últimos mil años.

Fuente: Wikipedia

viernes, 18 de mayo de 2012

Colisión galáctica

En el Canal Youtube del Gato Cuántico, hemos colgado  este fragmento, en el cual el prestigioso astrónomo norteamericano Neil DeGrasse Tyson nos explica la colisión de la Vía Láctea y la galaxia Andrómeda, evento que ocurrirá dentro de unos 5.000/7.000 millones de años. Disfrutadlo.




miércoles, 16 de mayo de 2012

Grandes científicos 8: Milton Lasalle Humason


Milton Lasalle Humason nació en Dodge Center (Minnesota) el 19 de agosto de 1891. Teniendo sólo la educación primaria, en 1909 empezó a trabajar como mulero en la construcción del Observatorio del Monte Wilson, acarreando cargas pesadas. Dos años después se casó con Helen Dowd, hija de uno de los ingenieros del Observatorio.

Más tarde entró a trabajar como portero, electricista, asistente de noche y luego, en 1917, su suegro le invitó a trabajar como ayudante de observación, pasando a formar parte de la plantilla del observatorio. Una noche el operador del telescopio enfermó y el astrónomo en turno le preguntó si sería capaz de ocupar su puesto por esa ocasión: desarrolló esa tarea con tal destreza que pronto pasó a ocupar permanentemente el puesto de operador del telescopio y de asistente de astrónomo.

Se especializó en espectroscopia: es legendaria su especial habilidad para sacar el máximo partido posible al telescopio Hooker de 2,5 metros de diámetro, con el cual pudo medir espectros de débiles y lejanas galaxias. Humason desempeñó esta delicada tarea con singular paciencia, perseverancia, inigualable exactitud y creatividad, llegando a desarrollar un procedimiento propio para determinar las exposiciones a efectuar y las medidas de las placas fotográficas expuestas.

Hacia 1936 Humason había llevado el telescopio hasta sus límites, midiendo la velocidad de recesión de galaxias del cúmulo de galaxias de Ursa Major II, las cuales se alejan a 42.000 kilómetros por segundo. Trabajando con sumo cuidado estimó que la distancia de estas galaxias era de 250 millones de años-luz (hoy en día las situamos a más de 1700 millones de años-luz).

Humason y Hubble en el Telescopio de Monte Wilson
Poco después llegaría a Monte Wilson el famoso astrónomo Edwin Hubble, un hombre de familia pudiente educado en la prestigiosa Universidad de Oxford; a pesar de las diferencias sociales, Hubble y Humason se entendieron desde el primer día y al poco tiempo emprendieron la tarea de medir los espectros de galaxias lejanas. Hubble quedó impresionado con la habilidad de Humason para obtener espectros de alta calidad, lo que podía hacer mejor que cualquier astrónomo profesional de su época. Gracias a esta habilidad natural, Humason y Hubble descubrieron que las galaxias lejanas se alejan de nosotros y que la velocidad con que se alejan es mayor para las galaxias más lejanas. Hubble encontró que existía una relación lineal entre la velocidad de recesión de las galaxias y su distancia.Dicha relación se conoce hoy en día como ley de Hubble. Para poder observar más lejos tuvieron que pasar diez años, hasta la llegada del telescopio de Monte Palomar de 508 cm de diámetro.

En 1947 fue nombrado Secretario de los Observatorios de Monte Wilson y Monte Palomar, quedando a su cargo las relaciones entre ellos y todos los asuntos administrativos de los mismos. Un año antes de su muerte publicó un importante trabajo cosmológico con Nicholas Mayall y Alan Sandage en el cual hicieron un estudio exhaustivo de todos los datos existentes acerca de la recesión de la galaxias y sus distancias al Sol. 
Descubrió un cometa que fue llamado Humason en su honor, y fue un excelente observador planetario llevando adelante con varios colaboradores el proyecto Planets and Satellites.

Falleció en Mendocino (California, EE. UU.) el 18 de junio de 1972, habiendo obtenido el reconocimiento de la comunidad astronómica por su trabajo, ya que entre 1925 y 1964 llegó a publicar unos 120 artículos de astronomía o astrofísica. Fue nombrado Doctor Honoris Causa por la Universidad de Lund (Suecia) en 1950, y un cráter lunar lleva su nombre. Otro gran trabajador de la ciencia que suele pasar inadvertido.

Fuente: Wikipedia

domingo, 13 de mayo de 2012

Estrellas: Betelgeuse


Betelgeuse, también llamada α Orionis o HIP 27989, es una brillante estrella roja en la constelación de Orión. Es la novena estrella más brillante en el cielo, y es un objeto intrínsecamente grande y luminoso, por tratarse de una supergigante roja. El color característico de esta estrella proviene de las bajas temperaturas de su superficie (unos 3000 K). El estado evolutivo de la estrella es avanzado: ha pasado ya la etapa más importante de su vida, la secuencia principal, agotado ya el combustible en su núcleo que le proporcionaba energía (por fusión del hidrógeno), después de lo cual aumentó su tamaño hasta las enormes dimensiones actuales. Sus variaciones de luminosidad son propias de su presente como estrella gigante.

Betelgeuse es una estrella supergigante, razón por la cual su brillo es tan elevado a pesar de tener una temperatura superficial relativamente baja. A pesar de ser la estrella α de Orión, no es la más brillante de la constelación en luz visible, sino Rígel (β Orionis), pero en luz roja e infrarroja cercana, Betelgeuse sí es la más brillante.

Betelgeuse fue la primera estrella cuyo diámetro pudo ser medido con exactitud oscilando entre unos 850 o 905 millones de kilómetros. En su tamaño máximo la estrella se extendería hasta más allá de la órbita de Marte. Su masa es 20 veces la masa del Sol y su tamaño es 40 millones de veces mayor. Los astrofísicos predicen que Betelgeuse explotará como supernova de tipo II al final de su vida. Algunos de ellos afirman, basándose en la variabilidad mostrada por la estrella, que tal explosión podría producirse en un plazo de tiempo muy cercano (en los próximos miles de años). Otros astrofísicos son más conservadores y piensan que podría continuar con su actividad actual durante un período mucho mayor.

Recientes estudios muestran que, durante los últimos quince años, el diámetro de Betelgeuse ha encogido un 15%, desconociéndose las razones de este fenómeno. Otros muestran que tiene una forma algo ovalada.
El disco de Betelgeuse ha podido ser resuelto mediante el uso del telescopio VLT, mostrando la mejor imagen que se tiene de la estrella hasta la fecha.
Betelgeuse está rodeada por una nebulosa de aspecto complejo formada por silicatos y polvo expulsados por la estrella en erupciones estelares y convección en su atmósfera, y que se extiende hasta a una distancia de 400 unidades astronómicas.
Betelgeuse, en la constelación de Orión
Betelgeuse, finalmente, es una estrella fugitiva que ha sido expulsada de la asociación estelar Orion OB1.

Los astrónomos predicen que Betelgeuse se convertirá, finalmente, en una supernova de Tipo II, aunque es posible que su masa sea lo suficientemente baja para dejar tras de sí una rara enana blanca de oxígeno y neón, no una estrella de neutrones. Hay división de opiniones sobre el tiempo que tardará en ocurrir este evento: aunque Betelgeuse tiene aproximadamente una edad de 10 millones de años, pero debido a su gran masa ha evolucionado rápidamente, algunos señalan que la actual variabilidad de la estrella indicaría que está en la fase de quema de carbono de su ciclo de vida y, por lo tanto, explotará en algún punto de los próximos 1000 años. Los escépticos disienten de este cálculo y creen que la estrella podría sobrevivir mucho más, en torno a un 10 000 años. El evento será, en cualquier caso, espectacular aunque no está claro si tendrá efectos importantes para la vida en nuestro planeta, al encontrarse Betelgeuse cerca del límite de distancia al cual los rayos cósmicos pueden afectar significativamente a la capa de ozono.


En ese momento, Betelgeuse brillaría al menos 10 000 veces más que una supernova ordinaria, con la luminosidad de la Luna en cuarto creciente. Algunas fuentes predicen una magnitud máxima aparente a la de la Luna llena, durando varios meses. Sería un punto extremadamente brillante en el cielo, pudiéndose observar inclusive de día. Tras este periodo, iría extinguiéndose gradualmente hasta que, tras meses o tal vez años, fuese inapreciable a simple vista. El hombro derecho de Orión desaparecerá hasta que, tras unos pocos siglos, se desarrollará en el lugar una espléndida nebulosa.

Notablemente, en 1980, un equipo de arqueólogos descubrieron unos informes chinos del siglo I que se refieren al color de Betelgeuse como blanco o amarillo. Sin embargo, Ptolomeo, en un escrito del año 150, la cataloga como estrella roja (aunque también cataloga a Sirio como roja, pese a que es blanca). Por lo tanto, Fang Lizhi, astrofísico chino, propone que Betelgeuse podría haberse convertido en una gigante roja durante ese período. Se sabe que las estrellas cambian de color al expulsar una capa superficial de polvo y gas (capa que, incluso ahora, puede verse alejándose de Betelgeuse). Así, si esta teoría es cierta, es improbable que Betelgeuse se convierta en supernova en breve, pues una estrella suele permanecer como gigante roja durante decenas de miles de años.

Fuente: Wikipedia

miércoles, 9 de mayo de 2012

Satélites del Sistema Solar 10: Jápeto



Jápeto recibe su nombre del titán Jápeto de la mitología griega. También es conocido como Saturno VIII. Giovanni Cassini nombró a los cuatro satélites que descubrió Sidera Lodoicea (las estrellas de Luis) en honor al rey Luis XIV. Sin embargo, la mayoría de los astrónomos optaron por referirse a ellas y a Titán usando números, de Saturno I a Saturno V. Al descubrirse Mimas y Encélado en 1789, se extendió la numeración hasta Saturno VII.El nombre actual de las lunas lo difundió John Herschel (hijo de William Herschel, que había descubierto a Mimas y Encélado) en su publicación de 1847 "Resultados de las Observaciones Astronómicas realizadas en el Cabo de Buena Esperanza", en la que sugirió llamarlas usando los nombres de los titanes (hermanas y hermanos de Cronos/Saturno).

La órbita de Jápeto es poco corriente. Por ejemplo, la distancia media a Saturno es mucho mayor que la de los otros satélites grandes (alrededor del triple que Titán, que es el más cercano a Jápeto). Otra característica notable aún no explicada es su inclinación orbital (15º), notablemente mayor que el del resto de las lunas mayores de Saturno.

Estas dos características (su inclinación orbital y la considerable distancia al planeta) convierten a Jápeto en la única luna grande de Saturno desde la cual se podrían observar plenamente los anillos de Saturno; desde las demás, éstos se ven prácticamente de canto debido a su poca ó nula inclinación orbital.

La baja densidad de Jápeto indica que su principal componente es el hielo, acompañado de una pequeña cantidad de materiales rocosos. A lo largo de toda su superficie, exhibe una amplia cantidad de cráteres; en la región oscura la sonda Cassini/Huygens ha desvelado varios cráteres de gigantescas proporciones, tres de los cuales exceden los 350 kilómetros de diámetro. El más grande de ellos tiene unos 500 km de ancho y un borde con pendientes de más de 15 kilómetros extremadamente empinadas.

La forma del satélite es esférica, como puede esperarse de una luna de gran tamaño, con partes achatadas y una cordillera ecuatorial tan alta que distorsiona la forma de Jápeto, incluso observada desde gran distancia. Por este motivo y debido a que la sonda Cassini no ha fotografiado la totalidad de su superficie, no existe un consenso sobre cuál es exactamente la figura de este cuerpo.

En el siglo XVII, Giovanni Cassini observó que podía ver Jápeto cuando este se encontraba en un lado de Saturno pero no al otro. Llegó a la conclusión, acertada, que uno de los hemisferios del satélite era más oscuro que el otro, característica confirmada por las imágenes de las sondas Voyager y sonda Cassini/Huygens.

La diferencia de coloración entre los dos hemisferios es muy marcada. El hemisferio en el sentido de la órbita de Jápeto alrededor de Saturno es oscuro, con un albedo (el índice de luz que refleja un objeto) de entre 0,03 y 0,05 con una ligera coloración entre rojiza y marrón. Por otro lado, la mayor parte del otro hemisferio y el polo son brillantes, con un albedo de entre 0,5 y 0,6; casi tan brillante como la superficie de Europa. El patrón de coloración es análogo a una versión esférica del símbolo del yin y el yang. La región oscura se llama Cassini Regio, y la brillante Roncevaux Terra.


Se cree que las regiones son oscuras por estar cubiertas por un material de origen orgánico formado por compuestos de carbono y nitrógeno. El origen de este material oscuro no es conocido, aunque se han propuesto diversas teorías: Una de ellas dice que el material oscuro no es originario de Jápeto sino que proviene de otro satélite de Saturno, desde donde fue expulsado después de que éste recibiese el impacto de un enorme meteorito. Se han sugerido Febe e Hiperión como posibles candidatos. Los resultados del sobrevuelo de la sonda Cassini de esta luna parecen confirmar esta teoría, y de hecho apuntan a que tras la acumulación de dicho material y al estar lo suficientemente caliente para ello -al ser oscuro y por tanto absorber la luz solar-, se produjo un fenómeno de segregación térmica, por el cual se empezó a evaporar hielo de agua del lado oscuro en dirección a zonas más frías -los polos y otras zonas heladas cercanas-, favorecido por la lenta rotación de ésta luna (apenas 79 días). El proceso, continuado durante miles de millones de años y a escala global, se podría haber ido autoalimentando hasta hoy, haciendo más oscuras las partes ricas en ese material, y más brillantes las otras zonas.

Otra teoría similar parece cobrar vigor tras el descubrimiento en 2009 de un gigantesco y extremadamente tenue anillo adicional sobre Saturno. Las partículas del anillo podrían ser arrastradas por el viento solar, cubriendo la superficie de la luna "como insectos en un parabrisas".

Otra teoría propone que el material oscuro proviene del interior del satélite y que emergió a la superficie a través de una combinación de impacto meteórico y criovulcanismo.
No se conoce la profundidad de la capa de material oscuro; no hay cráteres brillantes en hemisferio oscuro, por lo tanto si el material oscuro es poco profundo debe ser extremadamente reciente, o renovado constantemente, ya que de otra manera un impacto de meteorito habría atravesado la capa oscura para dejar el material brillante al descubierto.

La cordillera ecuatorial
Otro aspecto difícil de explicar de Jápeto fue descubierto por la nave Cassini/Huygens el 31 de diciembre de 2004, y se trata de una cordillera ecuatorial que ha sido bautizada como Toledo Montes de unos 20 kilómetros de ancho y 13 de alto que se extiende a lo largo de 1300 kilómetros en el hemisferio oscuro. Algunos picos se elevan más de 20 kilómetros sobre el nivel de las planicies circundantes. Algunas montañas ubicadas en el borde con el hemisferio luminoso fueron fotografiadas por las sondas Voyager, pero sólo con la misión Cassini/Huygens se han obtenido abundantes imágenes que permiten estudiarlo. A partir de ellas se ha concluido que la formación es antigua, debido a la gran cantidad de cráteres y el estado en que se encuentran.

Jápeto ha sido visitado por la sonda Voyager 2 que, como parte de su viaje a los confines del Sistema Solar, el 22 de agosto de 1981 pasó a 966.000 km de Jápeto, tomando algunas fotografías de su superficie. Más recientemente, en diciembre del 2004 la nave Cassini de la misión Cassini/Huygens, que actualmente está estudiando Saturno y sus satélites, pasó a 123.000 km de Jápeto y fotografió la Cassini Regio con mucho más detalle que el Voyager. El día 10 de septiembre de 2007 Cassini volvió a acercarse a Jápeto, y esta vez pasó a sólo 1.600 km del satélite, siendo el único sobrevuelo que la sonda realizará de esta luna

Los lectores de ciencia ficción naturalmente recordarán este satélite: en  "2001: una odisea en el espacio", de Arthur C. Clarke, el monolito de mayor tamaño está en la superficie de Jápeto.

Fuente: Wikipedia
Crédito de las imágenes: ESA/NASA

lunes, 7 de mayo de 2012

Grandes científicos 8: Hipatia de Alejandría


Hipatia fue una filósofa y maestra neoplatónica griega, natural de Egipto, que destacó en los campos de las matemáticas y la astronomía, miembro y cabeza de la Escuela neoplatónica de Alejandría a comienzos del siglo V. Seguidora de Plotino, cultivó los estudios lógicos y las ciencias exactas, llevando una vida ascética. Educó a una selecta escuela de aristócratas cristianos y paganos que ocuparon altos cargos, entre los que sobresalen el obispo Sinesio de Cirene —que mantuvo una importante correspondencia con ella—, Hesiquio de Alejandría y Orestes, prefecto de Egipto en el momento de su muerte.

Hija y discípula del astrónomo Teón, Hipatia es la primera mujer matemática de la que se tiene conocimiento razonablemente seguro y detallado. Escribió sobre geometría, álgebra y astronomía, mejoró el diseño de los primitivos astrolabios —instrumentos para determinar las posiciones de las estrellas sobre la bóveda celeste— e inventó un densímetro.

Hipatia murió a una edad avanzada, 45 o 60 años (dependiendo de cuál sea su fecha correcta de nacimiento), linchada por una turba de cristianos. La motivación de los asesinos y su vinculación o no con la autoridad eclesiástica ha sido objeto de muchos debates. El asesinato se produjo en el marco de la hostilidad cristiana contra el declinante paganismo y las luchas políticas entre las distintas facciones de la Iglesia, el patriarcado alejandrino y el poder imperial, representado en Egipto por el prefecto Orestes, ex alumno de la filósofa. Sócrates Escolástico, el historiador más cercano a los hechos, afirma que la muerte de Hipatia fue causa de «no poco oprobio» para el patriarca Cirilo y la iglesia de Alejandría, y fuentes posteriores, tanto paganas como cristianas, le achacan directamente el crimen, por lo que muchos historiadores consideran probada o muy probable la implicación de Cirilo.

"La muerte de Hipatia", de Charles William  Mitchell
Su carácter singular de mujer entregada al pensamiento y la enseñanza en plena tardoantigüedad, su fidelidad al paganismo en el momento de auge del catolicismo teodosiano como nueva religión del Estado romano, y su muerte a manos de cristianos le han conferido gran fama. La figura de Hipatia se ha convertido en un verdadero mito: desde la época de la Ilustración se la presenta como a una «mártir de la ciencia» y símbolo del fin del pensamiento clásico ante el avance del cristianismo. 

Por su parte, los movimientos feministas la han reivindicado como paradigma de mujer liberada, incluso sexualmente, aunque, según la Suda, estuvo casada con otro filósofo —llamado Isidoro— y se mantuvo virgen. También se la ha asociado con la Biblioteca de Alejandría, si bien no hay ninguna referencia que vincule a ambas: se cree que la Gran Biblioteca ptolemaica desapareció en un momento incierto del siglo III, o quizá del IV, y su sucesora, la Biblioteca-hija del Serapeo, fue expoliada en 391. Según las fuentes, Hipatia enseñaba a sus discípulos en su propia casa.

El asteroide 238 Hypatia (descubierto en 1884) y el cráter lunar Hipatia fueron bautizados en su honor. Este último se sitúa junto a los cráteres que recuerdan a su padre, Teón, y a los patriarcas Cirilo y Teófilo. Unos 70 km al norte del cráter se halla un sistema de canales de 180 km de longitud llamado Rimae Hypatia, un grado al sur del ecuador lunar, a lo largo del Mare Tranquillitatis.

Nunca olvidemos a esta gran mujer, víctima a la vez del odio sexista y de la irracionalidad opuesta a la luz de la Ciencia.

Fuente: Wikipedia

domingo, 6 de mayo de 2012

Estrellas: Antares


Antares es el nombre de la estrella α Scorpii, la más brillante de la constelación de Escorpio con magnitud aparente +1,09 y la decimosexta más brillante del cielo nocturno. Junto con Aldebarán (α Tauri), Espiga (α Virginis) y Regulus (α Leonis) está entre las cuatro estrellas más brillantes cerca de la eclíptica (la línea imaginaria que traza el Sol al desplazarse por el cielo).

El nombre de Antares proviene del griego anti Ares y significa «el rival de Ares» o «el opuesto a Ares» debido a su color rojizo, ya que en el cielo nocturno rivalizaba con el planeta Marte (Ares en griego) que es visto cerca de esta estrella con cierta frecuencia. Su distintivo color rojizo ha hecho de ella un objeto de interés en muchas sociedades del pasado.

La situación de la estrella en el centro de la constelación de Scorpius explica su otro nombre, de origen árabe, Kalb al Akrab («el corazón del escorpión»). En la astronomía egipcia representó a la diosa Serket o Selkit, anunciando la salida del Sol por sus templos en el equinoccio otoñal (3700 - 3500 a.C.); muchos de los templos egipcios están orientados de tal manera que la luz de Antares jugara un papel importante en las ceremonias que se llevaban a cabo. En la antigua Persia era una de las cuatro «Estrellas Reales» y, probablemente, el Guardián del Cielo mencionado como Satevis; los coptos la llamaron Kharthian, «el corazón».
Los chinos incluyeron a Al Niyat (σ Scorpii) y τ Scorpii —a ambos lados de Antares— para su constelación china Sin o Xīn, siendo Al Niyat la estrella determinante.

Antares es una supergigante roja de clase M1, situada aproximadamente a 550 años luz del Sistema Solar. Se acerca a nosotros a la velocidad de 3,4 km/s: este valor se debe tanto a su movimiento propio como al movimiento del Sol alrededor del centro de la Vía Láctea. Su luminosidad en el espectro visible es 10.000 veces mayor que la del Sol. Tiene una temperatura superficial de sólo 3326º, por lo que emite una considerable fracción de su luminosidad en el infrarrojo. A partir de su temperatura y luminosidad se puede estimar su radio en 624 millones de km, 700 veces más grande que el del Sol. Si estuviese en el centro de nuestro Sistema Solar, su superficie se extendería más allá de la órbita de Marte englobando la práctica totalidad del cinturón principal de asteroides. 

Su masa se estima entre 15 y 18 masas solares. Dicho valor, unido al hecho de que esté en la etapa de supergigante roja, indica que Antares no está muy lejos de estallar como una espectacular supernova (lo cual podría suceder en el próximo millón de años), pudiendo dejar como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro. Su descomunal tamaño en comparación con su masa da como resultado una densidad media muy baja, mucho menor que la del Sol. Asimismo, es una variable semirregular pulsante desde cuya superficie sopla un viento estelar que hace que la estrella se encuentre envuelta en una nube de gas.

Antares forma un sistema binario con una estrella blanco-azulada de clase B2, Antares B, separada visualmente 3 segundos de arco. La separación en el espacio entre ambas estrellas es de aproximadamente 550 unidades astronómicas (una unidad de distancia que es aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol y cuyo valor, determinado experimentalmente, es alrededor de 149.597.870 km) y el período orbital puede ser de unos 2500 años. La compañera tiene magnitud +5,5 y su luminosidad equivale a 1/370 parte de la de su brillante compañera, a pesar de que es 170 veces más luminosa que nuestro Sol. Ha sido descrita frecuentemente como de color verde o esmeralda —probablemente por un efecto de contraste— y fue descubierta por Johann Tobias Bürg en 1819 durante una ocultación lunar.


Alrededor del 31 de mayo es la mejor época del año para observar Antares porque es cuando la estrella se encuentra en oposición al Sol. En ese momento Antares sale en el crepúsculo y se oculta al amanecer. En esa situación es visible a lo largo de toda la noche, dependiendo, claro está, del lugar de la Tierra donde nos encontremos. Durante al menos dos o tres semanas antes y después del 30 de noviembre la estrella no es visible por el deslumbrante Sol. Este periodo es más largo en el hemisferio norte debido a que la declinación de la estrella se sitúa significativamente hacia el sur del ecuador celeste. La estrella empieza a ser visible de madrugada, unas pocas horas antes del alba, durante los meses de febrero, marzo y abril, y ya a finales de la primavera puede verse al caer la noche.

A pocos minutos de arco al suroeste de Antares puede verse, con unos prismáticos, el cúmulo globular M4 como una bola de nieve algodonosa; a través de cualquier telescopio de aficionado se puede resolver en estrellas gigantes anaranjadas, cuyo color se aprecia en fotografías de larga exposición.

El rojo corazón del Escorpión es una bellísima imagen, situada en una región rica en cúmulos globulares y nebulosas. Si alguna vez tenéis ocasión de mirarla con un telescopio, no os la perdáis.

Fuente: Wikipedia

jueves, 3 de mayo de 2012

Grandes científicos 7: Henrietta Swan Leavitt


Trabajando en el Harvard College

Henrietta Swan Leavitt fue una astrónoma estadounidense, dedicándose al estudio de las estrellas variables Cefeidas, cuyo brillo varía a periodos regulares, en el Observatorio del Harvard College. Descubrió y catalogó estrellas variables en las Nubes de Magallanes, lo que le permitió descubrir en 1912 que las Cefeidas de mayor luminosidad intrínseca tenían largos periodos, mostrando una precedible relación entre ambos.

Un año después, Ejnar Hertzsprung determinó la distancia de unas pocas Cefeidas lo que le permitió calibrar la relación Periodo-Luminosidad. Por lo tanto, a partir de entonces, observando el periodo de una Cefeida se podría conocer su luminosidad (y magnitud absoluta) que comparándola con la magnitud aparente observada permitiría establecer la distancia a dicha Cefeida. Este método podría utilizarse también para obtener la distancia a otras galaxias en las que se observasen estrellas Cefeidas, tal y como lo hizo Edwin Hubble en 1920 con la galaxia de Andrómeda.

Henrietta nació en Lancaster, Massachusetts, Estados Unidos, en 1868. Se graduó en lo que ahora es el Radcliffe College a los 24 años y comenzó a trabajar como voluntaria al año siguiente en el Observatorio del Harvard College. Allí un grupo de mujeres, llamadas literalmente «calculadoras» (computers) realizaban tareas relativamente mecánicas, como examinar meticulosamente placas fotográficas o hacer tediosos cálculos (de ahí su denominación). Dada la época, este trabajo de astronomía era poco reconocido y valorado, y generalmente eran los supervisores quienes se llevaban todo el mérito. En este caso, el trabajo de Leavitt quedó literalmente eclipsado al ser atribuido a sus superiores, Edward Pickering y especialmente Edwin Hubble que, según sus biógrafos, era poco dado al trabajo en equipo.

Observatorio del Harvard College
Los grandes descubrimientos científicos a veces tienen orígenes en el análisis detallado de datos aburridos y repetitivos, y en el caso de Henrietta Leavitt ciertamente que así fue. En el estudio de todas las placas fotográficas que analizaba, observó cierto patrón en el comportamiento de un tipo de estrellas variables llamadas Cefeidas. Leavitt publicó en 1912 un trabajo original en el que explicaba que según sus datos esas estrellas palpitaban con un ritmo regular y tenían una mayor luminosidad intrínseca cuanto más largo era su periodo, lo cual parecía suceder de una forma bastante predecible. Se titulaba "Períodos de 25 estrellas variables en la pequeña Nube de Magallanes". Tenía apenas tres páginas e iba firmado por Pickering, aunque empezaba con la nota "este trabajo ha sido preparado por la Sta. Leavitt".

Un año después se calculó la distancia a algunas Cefeidas conocidas por otros métodos (como el de triangulación) y se pudieron, de forma realmente ingeniosa, determinar poco a poco muchas más distancias relativas y absolutas entre unas y otras estrellas gracias a los patrones descubiertos por Leavitt. En 1912 se confirmaron todos esos datos. Existía, por fin, una forma de medir de forma bastante precisa la distancia entre estrellas muy lejanas. De hecho, en 1918 se calculó el tamaño de la Vía Láctea empleando estos sistemas.

Edwin Hubble combinó las ideas del trabajo de Leavitt con otros datos astronómicos como los del corrimiento al rojo, también descubiertos por otros científicos y de ese modo pudo asombrar al mundo en 1923 revelando que una mancha borrosa observada en la constelación de Andrómeda era una enorme galaxia de 100.000 años luz de diámetro y millones de estrellas (ahora conocida como M-31) situada a unos 900.000 años luz de la Tierra. Un año después Hubble pudo afirmar que el universo estaba formado no sólo por nuestra galaxia, la Vía Láctea, sino por muchas otras galaxias lejanas. A esto siguieron otros trabajos que indicaban que el universo estaba en expansión y también una primera aproximación a su tamaño, todo ello, basado en buena parte en las fórmulas de Leavitt.

Delta Cephei, estrella variable prototípica
Incluso hoy en día, esos datos, patrones y formulas relativas a las Cefeidas se siguen usando para estudiar las distancias relativas entre las estrellas y otros objetos estelares: datos tan relevantes como el tamaño de nuestra galaxia, la distancia a estrellas lejanas o el tamaño del universo están todos ellos basados en los trabajos, observaciones y descubrimientos de Henrietta Leavitt en los albores del siglo XX.

La historia de Henrietta Leavitt es ciertamente desconocida para el gran público. No figura en muchos libros, ni es conocida a pesar de haber sido una mujer que hizo descubrimientos importantes en un mundo de astrónomos, tradicionalmente "sólo de hombres". Tal y como se cuenta, Leavitt no recibió grandes reconocimientos en su día, ni ninguna medalla, ni premio. Pasó a la historia sin que quedaran tras de ella demasiados documentos sobre su vida, buena parte de la cual sigue siendo un misterio.

En el Observatorio del Harvard College donde comenzó a trabajar para el astrónomo Edward Charles Pickering, muchas mujeres como ella realizaron trabajos de "calculadoras", en parte por vocación, en parte por afición, por lo que ahora equivaldría unos ocho euros la hora. Literalmente, se les pagaba por calcular, no por pensar.

Durante toda su vida, el título profesional de Leavitt fue simplemente el de "ayudante" (assistant) y ella misma nunca pidió que la llamaran de otra forma. Padeció sordera al poco de comenzar su trabajo en el observatorio, que se acentuaría con los años, de modo que el silencio la acompañaría el resto de su vida. Murió de cáncer en 1921, a los 53 años. 
En 1925, cuatro años después de su muerte, el matemático sueco Gösta Mittag-Leffler escribió una carta a Henrietta Leavitt. Su intención era proponerla para ser nominada al Premio Nobel por sus trabajos sobre las estrellas variables y los cálculos de las distancias estelares. Sin embargo, y puesto que los premios Nobel no pueden ser entregados a título póstumo, nunca llegó a ser nominada.

Hoy en día, a modo de homenaje, el asteroide (5383) Leavitt y el Cráter Leavitt en la Luna deben su nombre a Henrietta Swan Leavitt, la «calculadora» y astrónoma ingeniosa.

Fuente: Wikipedia

martes, 1 de mayo de 2012

10.000 visitas... ¡gracias!

¡Hemos alcanzado las 10.000 visitas en tres meses de existencia! Quiero dar las gracias a tod@s: asiduos, visitantes ocasionales, y aquellos que habéis llegado por casualidad, buscando un texto o una fotografía en Google. Gracias, de verdad, esto me da más fuerza para seguir haciéndolo lo mejor posible para vosotr@s, que de eso se trata. ¡Un abrazo cuántico!



Estrellas: Las pléyades


Las Pléyades (que significa "palomas" en griego), también conocidas como Objeto Messier 45, Messier 45, M45, Las Siete Hermanas, Cabrillas o Los Siete Cabritos, es un objeto visible a simple vista en el cielo nocturno con un prominente lugar en la mitología antigua, situado a un costado de la constelación Tauro. Las Pléyades son un grupo de estrellas muy jóvenes las cuales se sitúan a una distancia aproximada de 450 años luz de la Tierra y están contenidas en un espacio de treinta años luz. Se formaron hace apenas unos 100 millones de años aproximadamente, durante la era Mesozoica en la Tierra, a partir del colapso de una nube de gas interestelar. Las estrellas más grandes y brillantes del cúmulo son de color blanco-azulado y cerca de cinco veces más grandes que el Sol.

La distancia al cúmulo ha sido estimada por muchos métodos, pues es un paso importante en la calibración de las distancias en el universo. El conocimiento exacto de la distancia a las Pléyades permite a los astrónomos trazar un diagrama, para estimar la distancia a otros cúmulos desconocidos. Otros métodos pueden entonces extender la escala de distancia, de cúmulos abiertos a galaxias y posteriormente a cúmulos de galaxias, permitiendo construir una escala cósmica de distancias.

Los resultados anteriores al lanzamiento del satélite Hipparcos encontraron que las Pléyades estaban aproximadamente a unos 440 años luz de la Tierra. Hipparcos causó consternación entre los astrónomos al encontrar una distancia de solamente 384,7 años luz midiendo el paralaje de algunas estrellas del cúmulo, una técnica que debe indicar los resultados más directos y exactos. Trabajos más recientes han encontrado que la distancia calculada por Hipparcos era errónea, si bien se desconoce la causa de este error. La distancia específica de las Pléyades todavía se desconoce.

El cúmulo tiene unos 12 años luz de diámetro y contiene un total aproximado de 500 estrellas. Está dominada por estrellas azules jóvenes, de las cuales 8 pueden ser observadas a simple vista dependiendo de las condiciones atmosféricas (cielos muy limpios y ausencia de Luna): Taygeta, Pleione, Merope, Maia, Electra, Celaeno, Atlas y Alcyone. 
El orden de sus estrellas más brillantes es parecido al de la Osa Mayor y Osa Menor, con una masa total estimada en unas 800 masas solares.


El cúmulo está compuesto en una buena parte por enanas marrones —objetos con menos del 8% de la masa solar—, los cuales son demasiado livianos para ser estrellas. Puede que estos objetos constituyan aproximadamente el 25% de la población total del cúmulo, a pesar de que sólo contribuyan al 2% su masa total. También presentes en el cúmulo, están las enanas blancas, las cuales contradicen la edad estimada del cúmulo. Debido a la corta edad del cúmulo, no se espera que las estrellas normales puedan haber evolucionado para convertirse en enanas blancas. Se cree que en vez de ser estrellas individuales de poca o mediana masa, los progenitores de estas estrellas eran masivas y orbitaban en sistemas binarios. Durante su rápida evolución, la transferencia de masa de la estrella más masiva a su acompañante, pudo haber acelerado su evolución hacia una enana blanca. 

Se ha calculado que las Pléyades tienen un futuro de solamente otros 250 millones de años; para ese entonces, habrán sido separadas como estrellas individuales (o múltiples) a lo largo de su trayectoria.
Bajo condiciones ideales de observación, se pueden apreciar algunas huellas de nebulosidad, y esto se demuestra en fotografías de larga exposición. Es una nebulosa de reflexión, causada por polvo que refleja la luz azul de las estrellas calientes y jóvenes.

Se piensa a menudo que este polvo fue lo que sobró de la formación del cúmulo, pero con una edad cerca a los 100 millones de años, que es generalmente la más aceptada para este cúmulo, casi todo el polvo originalmente presente habría sido dispersado por la presión de la radiación. Al parecer, el cúmulo está pasando por una región particularmente polvorienta del medio interestelar.

Los estudios demuestran que el polvo responsable de la nebulosidad no está distribuido uniformemente, sino que se concentra principalmente en dos capas a lo largo de la parte que vemos del cúmulo. Estas capas se pudieron haber formado por la desaceleración debido a la presión de la radiación a medida que el polvo se ha ido moviendo hacia las estrellas.

Las Pléyades y la Luna
Las Pléyades son una prominente vista invernal del hemisferio norte, y conocidas desde la antigüedad. Son mencionadas en varias escrituras antiguas entre las que se encuentran el Mahábharata (Libro 13: Anusasana Parva: Sección: LXXXVI) en donde se refieren a ellas como Krittikas (sánscrito, que se puede traducir como "cortadores", quienes criaron a Kartikeya), la Ilíada y la Odisea de Homero, además de ser mencionadas tres veces en la Biblia (Job 9:9, 38:31; Amós 5:8), también son mencionadas en el Popol Vuh ( el libro sagrado de los Mayas ) bajo el nombre de Motz que significa " montón " y que según lo relata dicho libro se originaron cuando "Zipacna el soberbio" mató a 400 guerreros, cuyas almas fueron tomadas por "Gucumatz el Gran Corazón del Cielo" y puestas como estrellas en el espacio, creando así Las Pléyades.

Los Mayas
Los mayas basaron su calendario sagrado Tzolkin, en el ciclo anual de las Pléyades (el mismo, para efectos prácticos, que para cualquier estrella o constelación), y creen que es el lugar de origen de su cultura; son llamadas Tzab-ek o cola de Serpiente de Cascabel, y también las conocen como Las Siete Hermanas.

Los aztecas
Los aztecas conocian a las Pléyades como Tianquiztli ("el mercado"), esto por la muchedumbre que se formaban antes en los mercados y su semejanza con las estrellas de esta constelacion.

Los Incas
La salida de las Pléyades da inicio al año Inca, lo que ocurre unos 13 a 15 días antes del solsticio de invierno. Ellos vieron una relación entre el tiempo en que las Pléyades son visibles y el ciclo agrícola anual. De esta manera uno de los nombres con que designaban al cúmulo era Collca, que significa depósito de alimentos en quechua. Las Pléyades están ausentes del cielo nocturno entre el 3 de mayo y 9 de junio, durante un período de 37 días, período que coincide con el que media entre la cosecha y la próxima época de siembra en el altiplano.
La observación de la primera aparición de las Pléyades no sólo definía el inicio del año Inca, sino también supuestamente les permitía pronosticar las precipitaciones en la siguiente temporada y según esto adelantar o atrasar las siembras.

Descripción europea
El 4 de marzo de 1769, Charles Messier las incluyó como el No. 45 en su primera lista de nebulosas y cúmulos de estrella, que fue publicada en 1771.

A modo de anécdota, diré que estas fascinantes estrellas fueron el primer objeto que atrajo mi atención cuando miraba el cielo nocturno, en mi infancia, y las primeras que observé con un rudimentario telescopio. Desde entonces me han acompañado y les tengo un cariño especial.
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