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]

[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]

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.

Crédito: Wikipedia/Julian Williams

La presentación de los últimos resultados de los experimentos ATLAS y CMS del LHC ha sorprendido a la comunidad científica. Se ha detectado un exceso en el canal de desintegración del difotón (del que salen dos fotones), lo que podría ser consecuencia de dos cosas: o bien una simple fluctuación estadística, o una nueva partícula. Rápidamente se han disparado las alertas antes la posible detección de la partícula teorizada y que recibe el nombre de gravitón, responsable de la interacción gravitatoria.
Sin embargo, de momento es pronto para cualquier tipo de confirmación, tal y como indicaron los responsables de los experimentos. En caso de ser una nueva partícula, habrá que determinar una propiedad cuántica denominada espín. En caso de tener un valor 0, la partícula podría ser similar al ya descubierto bosón de Higgs o un pión neutro. Si su valor es 2, es entonces cuando podría ser una partícula de propiedades similares al gravitón.

Los resultados corresponden al segundo ciclo de funcionamiento del LHC, durante el cual se lograron colisiones de protones a 13 TeV. En el ciclo anterior, este valor era de 8 TeV.
Se puede ampliar información en “ATLAS and CMS present their 2015 LHC results” del CERN.

La ONU decidió que 2015 haya sido el Año Internacional de la Luz. Bajo la abreviatura de IYL2015 (Internacional Year of the Light), se ha pretendido hacer llegar a la gente la importancia de la Luz y las tecnologías basadas en la misma, promoviendo un desarrollo sostenible y a la vez en búsqueda de soluciones a problemas mundiales, a través de, por ejemplo, la fotónica. Se puede ampliar información en la página web de la European Physical Society.
Desde Vega 0.0 empezamos el año con un artículo dedicado especialmente al IYL2015 (ver “IYL2015, Año Internacional de la Luz. Artículo especial: La difracción de Fraunhofer“). Hemos decido que la mejor manera de finalizarlo sería con otro artículo sobre óptica: el efecto óptico conocido como rayo verde,

 

 

El rayo verde es un fenómeno óptico que puede ocurrir poco antes del amanecer o poco después del atardecer, por el cual se observa “encima” del Sol un reflejo de intenso color verde. El fenómeno se debe a la refracción de la luz al cruzar la atmósfera terrestre, de modo que la luz roja procedente del Sol se curva más, que la luz en longitudes de onda mas altas, como lo son el azul y el verde.
Al curvarse menos esta luz, puede aparecer como un reflejo por encima del sol. Ahora la pregunta es: ¿Por qué no se observa entonces un rayo azul? El motivo es que la luz azul se ve mucho más afectada por la dispersión en la atmósfera. Este fenómeno se conoce como la dispersión de Rayleigh.
El fenómeno del rayo verde no solo ocurre con el Sol, puede ocurrir también con otros objetos celestes brillantes, como Venus, Júpiter y la Luna. En principio no hay una ubicación favorable para su observación. Sólo hace falta tener suerte.
En la página Simulations of Green Flashes encontraréis interesantes simulaciones de este fenómeno.

La contaminación de la señal

Los radiotelescopios no están afectados por la polución luminosa de las ciudades, aunque son muy sensibles a la contaminación electromagnética: hay que tener en cuenta que los objetos celestes suelen ser entre 6 y 12 veces menos brillantes en radio que los dispositivos de comunicación que usamos.

 

Veamos dos casos. Los teléfonos móviles son una fuente grave de contaminación de la señal que se recibe, pues un teléfono móvil en la Luna puede producir una señal de 1 Jy en la Tierra, mientras que un objeto celeste sólo produce una señal de 0,0001 Jy. Pero si es impresionante el ejemplo del móvil veamos otro que lo supera por completo: los satélites Iridium. Esta “constelación” de satélites encargados de la telefonía móvil de alcance planetario contaminan con una señal de 160 Jy. De este modo un radiotelescopio debe tener en cuenta el paso de uno de estos satélites dentro de su haz y evitarlo, pues de lo contrario la señal recogida será únicamente del satélites.


Intensidad

La intensidad es parámetro fundamental en la operativa del telescopio. Tomemos un elemento do (léase diferencial de o [omega]). Así definimos B como la intensidad en el elemento do. Ver el primer gráfico.

Así la función normalizada P(theta,phi) (llamada diagrama polar de potencia) es máxima en el cenit, y siendo la intensidad función de P, tenemos que vale:

donde B(theta,phi) es la intensidad del cielo.

Es más sencillo de entenderlo con un ejemplo. Supongamos un radiotelescopio con un haz de 5ºx20º, el cielo emitiendo a 10^(-21) W/m2/Hz/rad2 y una apertura efectiva de 36 m2. Teniendo en cuenta que 5ºx20º son 133º cuadrados y que un stereoradián son 3282º cuadrados, tenemos:
      w = 1/2 x A x B x o(h) = 1/2 x 36 x 10^(-21) x 133/3282 = 7,3×10(-22) W/Hz
donde o(h) es el tamaño angular del haz.
Introducción
El espectro electromagnético está compuesto (en orden creciente de frecuencia) de ondas de radio (desde menos de 10^3 Hz hasta unos 10^11 Hz), microondas (desde unos 10^11 Hz a 10^12 Hz), infrarrojo (Desde 10^12 Hz hasta casi 10^15 Hz), luz visible (sobre los 10^15 Hz), ultravioleta (de unos 10^15 Hz a 10^17 Hz), rayos X (de 10^17 Hz a 10^21 Hz) y rayos gamma (a partir de 10^21 Hz). En la siguiente figura se puede ver dicho espectro:

Desde la Tierra tenemos únicamente dos ventanas transparentes al espacio: la luz visible y las ondas de radio (en concreto entre los 15 MHz y 200 GHz de frecuencia). De la existencia de estas dos ventanas surgen dos ramas de la astronomía instrumental.
Por un lado la que usa telescopios ópticos para la luz visible, y por otro lado, los radiotelescopios, para las ondas de radio. El resto de la radiación que llega del espacio nos es opaca debido a la atmósfera, y para observar el universo en dichas longitudes de onda es necesario hacerlo mediante instrumentos situados en el espacio.
Un poco de historia…
La radioastronomía surgió en 1931, cuando Karl G. Jansky, observa en una longitud de onda de 14,6 cm, un objeto desconocido que se mueve en el firmamento: no sería hasta 1935 cuando se identifica el dicho objeto: ¡El centro de nuestra galaxia! Arranca la radioastronomía y nos abre un Universo desconocido hasta entonces.
En 1937 Grote Reber realiza el primer radio-mapa de la galaxia y en 1951, Ewen y Purcell observando en la línea de 21 cm del HI (Hidrógeno neutro) detectan la estructura espiral de nuestra galaxia. Las sorpresas no se reservaban únicamente a nuestra galaxia: en 1946 se detectarían las primeras radiogalaxias. Otros descubrimientos destacados serían los realizados en 1967 por M. Ryle (recibiendo el premio Nobel en 1974) del primer pulsar y en 1963 la detección de la molécula OH por Weireb, Barrett, Meeks y Henry.

Nuevamente, la Sociedad Astronómica Syrma de Valladolid (http://www.syrma.net/home.avx) y el GUA nos ofrecen este próximo viernes 18 de diciembre de 2015 una charla de Astronomía. En esta ocasión, Fernando Cabrerizo nos ofrece una charla sobre los fenómenos ópticos atmosféricos. La entrada es gratuita.
Resumen
Si has visto alguna vez un arco iris ya puedes decir que has visto un fenómeno óptico atmosférico. Pero no es el único. Hay una gran variedad de fenómenos de este tipo y, aunque algunos de ellos son difíciles de ver, muchos de ellos pasan desapercibidos por no saber reconocerlos. En esta charla trataremos de despertar tu curiosidad para observar estos fenómenos y poder reconocerlos de forma más fácil.

Fecha: 18 de diciembre de 2015, a las 19:30 horas.
Lugar: Aula 101, Aulario- Biblioteca de la Facultad de Ciencias de Vallladolid, en el Campus Miguel Delibes.
En el caso de la tercera ley, el producto del cuadrado del periodo y la masa total es proporcional al cubo de la separación media de ambos cuerpos. Usando la ley de la gravitación de Newton tenemos:
   ( G / ( 4 pi^2 ) ) P^2 ( M(1) + M(2) ) = a^3
donde G vale 6,673×10^(-11) N m^2 Kg^(-2). Si convertimos las unidades en SI y expresamos las masas M(1) y M(2) en masas solares tenemos:
   M(1) + M(2) = a^3 / P^2
a estará en UA (1 UA vale aproximadamente 149.600.000.000 metros) y una masa solar son 1,989×10^30 Kilogramos (la masa del Sol).
Es muy importante determinar el tamaño orbital. Si el sistema es cercano al Sol, es posible hacerlo mediante la proyección de la órbita sobre el plano del cielo. Si podemos determinar la distancia, podemos entonces determinar el tamaño orbital.
Hay varios métodos:
Movimientos de estrellas: El movimiento estelar se resuelve en dos componentes: velocidad radial (v(r)) a lo largo de la línea de visión, y velocidad tangencial (v(t)) en el plano del cielo. El movimiento será:
   v^2 = v(r)^2 + v(t)^2
Velocidad radial: Es la velocidad a la cual el objeto se mueve hacia el observador o se aleja del mismo. Podemos medirlo mediante el efecto Doppler de las líneas espectrales. Sea l(0) la longitud de onda en reposo (la podemos medir en un laboratorio) y l la longitud de onda observada. El desplazamiento al rojo Doppler delta(l) será:
   delta(l) = l – l(0)
Luego:
   v(r) = c ( delta(l) / l(0) )
donde c es la velocidad de la luz. Si l>l(0) habrá un desplazamiento al rojo indicándonos que el objeto observado se aleja. En caso contrario, si l<l(0)  el desplazamiento será al azul y el objeto se acerca. Este método tiene limitaciones: es necesario tener una estrella lo suficientemente brillante para obtener el espectro, y tampoco es válido  en sistemas binarios de largo periodo. Su principal ventaja es que es un método independiente de la distancia a la estrella.
Velocidad radial aplicado a sistemas binarios: Tenemos que tener en cuenta el movimiento conjunto del sistema (v(s)) y el movimiento orbital de cada estrella alrededor del centro de masas. Por ejemplo si la estrella secundaria se aleja de a una velocidad v(2) comparada con el centro de masas, el espectro mostrará un desplazamiento al rojo de la composición de v(2) y v(s):
La estrella primaria, moviéndose a una velocidad v(1) mostrará un desplazamiento al azul. Observando a lo largo del tiempo, se puede dibujar el siguiente gráfico. La amplitud es v(1) y v(2). Como las velocidades son medidas con respecto al centro de masas, se puede calcular la masa de las estrellas. La velocidad orbital proporciona una ayuda para calcular el tamaño orbital, dado que la velocidad esta relacionada con la masa y distancia de las componentes.
Movimiento propio: Es el movimiento a lo largo del plano del cielo. Este movimiento, incluso en estrellas cercanas, es pequeño y es necesario observar largos periodos de tiempo (normalmente se necesitan 15 años y alcanza una precisión de 0,003 segundos de arco por año) para obtener un resultado preciso. Las estrellas lejanas se suponen fijas y se usan como estrellas de referencia. Si conocemos la distancia d a  la estrella, la velocidad tangencial es:
   v(t) = u d
donde u es el movimiento propio y se mide en segundos de arco por año. Para expresarlo en kilómetros por segundo hay que multiplicarlo por 4,74 y d medirlo en parsecs.
Las órbitas de las estrellas binarias, son en mayor o menor medida con forma elíptica. En la siguiente figura, a es el  semieje mayor, b el semieje menor (b<a). O el centro geométrico de la elipse y tanto F como F’ los focos. Cuanto mayor sea la distancia F a F’ más elíptica será la órbita.
En este caso tenemos que:
      r + r’ = 2a
y siendo e la excentricidad (e<1). La excentricidad es el desplazamiento del foco del centro. Tenemos la fórmula que relaciona a, b y e (pi vale 3,1415927…, ^2 indica elevado al cuadrado y ^(1/2) equivale a la raíz cuadrada):
b = a ( 1 – e^2 )^(1/2)
y el área de la elipse será:
A = pi a b = pi a^2 ( 1 – e^2 )^(1/2)

Una vez explicado el concepto de excentricidad, podemos describir las órbitas del siguiente modo:
1.- Elipse: Su excentricidad es e<1 y es una órbita cerrada tal y como siguen planetas y sistemas binarios.
2.- Círculo: Su excentricidad es e=0
3.- Hipérbola: Su excentricidad es e>1 y es una órbita cerrada, tal y como siguen los cometas que no son periódicos.
4.- Parábola: Su excentricidad es e=1La estrella más masiva es la estrella primaria, localizada en F, mientras que la llamada compañera es menos masiva. En la imagen 2, P sería la estrella compañera y su periastro (máxima aproximación a la estrella primaria) sería el punto A. Para simplificar, se puede suponer que una estrella es estacionaria y la otra es la que orbita, y que la órbita no está inclinada con respecto al plano del cielo. Las dos estrellas orbitan alrededor del centro de masas (cdm) una diametralmente opuesta a la otra. Como se puede ver el semieje mayor a en la órbita relativa equivale a la distancia media de separación entre las estrellas.

En el caso de la segunda ley, los dos cuerpos barren una área constante por unidad de tiempo. Se el siguiente gráfico:

Entonces:
alfa = l / r  (en radianes)
El área del triángulo sera 1/2 x base x altura, luego:
Área del triángulo = 1/2 r l = 1/2 alfa r^2
Como el área barrida es constante en el tiempo:
Área barrida por unidad de tiempo = 1/2 ( alfa r^2 ) / delta(t) r = 1/2 ( w r^2) = constante
donde
w = alfa / delta(t)
es la velocidad angular instantánea. (delta(t) indica un intervalo de tiempo). Como el área de la elipse es:
A = pi a^2 ( 1 – e^2 )^(1/2)

Podemos introducir el periodo orbital:
   w r^2 = ( 2 pi a^2 ( 1 – e^2 )^(1/2) ) / P
Así, mediante la segunda ley se puede demostrar que el momento angular orbital es conservado.