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Agujero Negro en la galaxia M87Recientemente se han publicado los resultados de las medidas realizadas en el núcleo galáctico de la galaxia M87. En su interior reside un inmenso agujero negro que engulle miles de estrellas y en este proceso se genera un enorme chorro de energía hacia fuera de la galaxia. Estos chorros energéticos, denominados jets, pueden viajar a velocidades mayores que la luz. Es esto posible?.Imagen del jet del núcleo galáctico de M87 captada por el telescopio Hubble.M87 es una galaxia elíptica situada en el centro del Cúmulo de Virgo, una agrupación de miles de galaxias que se mueven juntas por el espacio, como un inmenso rio cósmico, a una distancia de 55 millones de años luz. El diámetro de M87 es un poco mayor que el de nuestra Galaxia pero más gruesa, por eso contiene muchas más estrellas.M87 es una de las primeras galaxias en observarse la presencia de un inmenso agujero negro en su núcleo a partir de las observaciones realizadas en la década de los 80. Aunque sus observaciones peculiares empiezan en 1917, ya entonces los astrónomos sospechaban que algo curioso ocurría. Herbert Curtis en 1918 descubrió un pequeño chorro de energía saliendo del núcleo. Investigaciones con radiotelescopios en la década de los 50 detectaron grandes emisiones de energía procedentes de la galaxia.Pues bien, en el centro de la galaxia M87 se encuentra un agujero negro con una masa seis mil millones de veces mayor que nuestro Sol. Cuando los protones y electrones procedentes de las estrellas son atrapados por el inmenso agujero negro, esta sopa de partículas se convierte en plasma (es como un gas de partículas cargadas eléctricamente) y entran aceleradamente en espiral hacia el agujero negro calentándose hasta millones de grados centígrados. El resultado es una gran emisión de radiación electromagnética en la zona de radio, rayos X y rayos gamma. La parte del plasma caliente que no entra en el agujero negro, logra escapar produciendo lo que se denominan chorros o jets de miles de años luz de longitud, como comentaba en el último post sobre agujeros negros.El telescopio espacial Hubble detecto una cantidad de estrellas en el núcleo galáctico, miles de veces mayor de lo esperado. Detecto también nubes de gas que giran en forma espiral alrededor de la galaxia a grandes velocidades. Los instrumentos ópticos y radiotelescopios detectaron jets que se mueven casi a la velocidad de la luz formando dos grandes zonas cada una de unos 200.000 años luz.La explicación a estas observaciones concuerda con la presencia de un grandioso agujero negro en el centro galáctico de M87, en principio se creía que su masa era de unos tres mil millones de veces que la del Sol, pero estudios recientes han aumentado esta masa a seis mil millones.Vemos que el patrón de las observaciones concuerda con la explicación hipotética sobre agujeros negros que hacían en el post anterior. A sido una casualidad que ahora aparezca este estudio sobre las emisiones electromagnéticas de M87. Han sido realizadas utilizando los telescopios MAGIC (Major Atmospheric Gamma-Ray Imaging Cherenkov) situado en la isla canaria de La Palma, VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) situado en Arizona y H.E.S.S. (High-energy Stereoscopic System) situado en Namibia en una colaboración conjunta que ha permitido obtener datos durante 120 horas del jet de m87, que se reducen a 90 después de depurar estos datos.El resultado es asombroso, la emisión de rayos gamma es de 1012 eV (electron volts), si tenemos en cuenta que la energía de la luz visible es de aproximadamente 1 eV, esto significa que su energía es un billón de veces superior a la energía de la luz visible. La radiación gamma es la mayor energía de radiación que se conoce.Estos resultados son compatibles con un agujero negro de masa 6,4 mil millones la solar y un radio de 20.000 millones de kilómetros. Es lo que se denomina el radio de Schwarzschild, que comentaré en el siguiente post.Otra curiosidad es que el jet se mueve más rápido que la luz en el vacío. Las medidas efectuadas en 2007 indicaban que se movía a 2,3c pero los ajustes actuales lo sitúan a una velocidad de 1,1c. Sorprendente? Pues no, he hecho un poco de trampa. Ocurre que a veces no se dice, creando confusión como seguramente les he creado. La solución es muy simple y se resuelve indicando que esta medida es la velocidad aparente del jet desde la Tierra. Les explico cómo puede ser que observemos movimientos mayores que la luz, la verdad es que no se observan, se miden. Y es el proceso de medición el que introduce la contradicción relativista.Un objeto distante puede parecer que viaja más rápido que la luz desde nuestro punto de vista, y fue precisamente la observación del jet de M87 por el Hubble la primera vez en detectarse estas supervelocidades aparentes en unas medidas efectuadas entre 1994 y 1998.Veamos cómo puede suceder a partir del siguiente esquema inventado, los valores escogidos sirven para ilustrar el concepto de velocidad aparente superlumínica. El triangulo formado por AA’B tiene por catetos 12 años luz y 5 años luz, de esta manera su hipotenusa, o lo que es lo mismo, la distancia de AB se calcula a partir del teorema de PitagorasAsí obtengo valores enteros y no les complico más la explicación.La situación sucede cuando el jet en su movimiento se acerca a la Tierra y lo hace a velocidades cercanas a la luz. Es como si el propio jet persiguiese a la luz que emite. El esquema es el siguiente:Supongamos que en A, situado a 1000 años luz de la Tierra, se produce el destello de un Jet que se mueve a una velocidad de 13/14 c (0,93c) hacia el punto B. Veamos como se observa el movimiento desde el punto de vista de la Tierra y desde el Jet.En el esquema anterior observamos que en A se produce la emisión energética del jet, desde la Tierra se sigue observando durante dos años hasta la posición B. Puesto que desde la perspectiva de la Tierra el jet parece moverse de A’ a B y la distancia son 5 años luz, es fácil calcular la velocidad. Ha tardado 2 años en recorrer 5 años luz, por tanto la velocidad aparente del jet esVemos que según la Tierra el jet se ha movido a más del doble de la velocidad de la luz. Ahora sabemos que tan solo es una ilusión, pues no hemos tenido en cuenta la triangulación real del movimiento.Veamos que pasa desde el punto de vista del jet. La luz del destello del jet en A llega a la Tierra al cabo de 1000 años de producirse. El jet se mueve a la velocidad de 13/14 c hacia el punto B que dista de A 13 años luz. Cuanto tiempo tarda en recorrer esta distancia?Es decir, el jet tarda 14 años en recorrer la distancia de A a B. La luz procedente de B tarda 988 años en llegar a la Tierra, 14 + 988 = 1002 años después del destello en A. Desde el punto de vista de la Tierra han transcurrido solamente 2 años.Aun en estas situaciones al límite de la física, la teoría de la relatividad sigue cumpliéndose, nada con masa puede superar la velocidad de la luz en el vacío.---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

dijo:la manera de evitar que las carreteras se hielen es echar sal. La mayoría de la gente cree que de esta manera el hielo se funde. No es cierto.Para entender el por qué se tira sal en las carreteras para evitar que se forme hielo se ha de entender la diferencia entre derretir y disolver. La única manera de derretir una substancia es aplicando calor. Un cubito de hielo sacado del congelador se derrite por que la temperatura ambiente es mayor que 0ºC. El agua pura se convierte en hielo por debajo de los 0ºC, por encima es líquida. Esta es la clave, substancia pura. La temperatura a la que una sustancia líquida se congela está referida a esta sustancia pura. Si esta sustancia líquida se mezcla con otra, tenemos una disolución. La temperatura de congelación de la disolución será diferente del punto de congelación de la sustancia pura.La mezcla sal y agua es una disolución de una sustancia sólida (la sal) con otra líquida (agua). Veamos que sucede, para ello hay que recurrir al comportamiento molecular de cada sustancia. La sal es un compuesto molecular formado por Sodio (Na) y Cloro (Cl), la formula molecular de la sal es pues NaCl, denominado Cloruro Sódico.Podemos fundir el hielo aplicando calor, pero esto no es lo que hace la sal con el hielo, la sal disuelve el hielo. El efecto final es parecido a aplicar calor, pues observamos que el hielo se funde, pero no es del todo cierto. Lo que realmente se funde es la disolución agua-sal. La sal no disminuye el punto de congelación del agua, la mezcla sal-agua forma una disolución que tiene su punto de congelación inferior al del agua pura. Para una disolución óptima entre sal y agua (23% de sal y 77% de agua) el punto de fusión seria de -21ºC. De manera que teóricamente se puede impedir la formación de hielo hasta los -21ºC echando sal al agua, aunque en la práctica será una temperatura mayor pues no se puede dosificar la cantidad de sal adecuada a cada situación. ¿Cómo es posible esta transformación?.Intento explicarlo desde el punto de vista molecular. Los átomos que interviene son: cloro (Cl), sodio (Na), oxigeno (O) y hidrogeno (H). En la siguiente figura pongo sus iones, es decir los átomos que han perdido o ganado electrones.Los átomos de cloro (Cl) tienen tendencia a coger un electrón y los átomos de sodio (Na) tienen tendencia a dar un electrón. De esta manera cuando se encuentran el cloro y el sodio, el cloro coge el electrón que el sodio quiere quitarse de encima, los dos contentos y se unen para siempre formando una molécula, el Cloruro Sodico (NaCl).molecula de salPero no es tan sencillo, la molécula de cloruro sódico no se encuentra sola, existen más moléculas iguales a su alrededor, y se unen todas para formar una estructura cristalina como se observa en la siguiente figura.estructura cristalina de la salVeamos ahora como está formada la molécula de agua. El Oxigeno (O) tiene tendencia a coger dos electrones y el hidrogeno (H) a dar un electrón. En este caso el Oxigeno se pone de acuerdo con dos hidrógenos, de esta manera el oxigeno obtiene los dos electrones, uno de cada hidrogeno y los dos hidrógenos pueden desprenderse del electrón que le sobra. El resultado es la molécula de agua H2O, o hidróxido de hidrogeno entre otros nombres.molecula de aguadijo:¿Pero que ocurre cuando se juntan muchas moléculas de agua?, fíjense en la figura anterior, la molécula de agua es polar, esto significa que su carga eléctrica no está distribuida simétricamente. En la parte de abajo dominan los dos hidrógenos y puesto que han cedido cada uno un electrón se quedan cargados positivamente. La parte de abajo es positiva y la parte de arriba predomina el oxigeno que se ha quedado con los dos electrones que le han dado los hidrógenos, por tanto el oxigeno se queda con carga negativa. Cuando coinciden muchas moléculas estas cargas eléctricas actúan de forma que el oxigeno negativo atrae el hidrogeno positivo de otra molécula de agua. Se forma una unión especial entre las moléculas de agua denominado enlaces de puentes de hidrogeno, como puede ver en la siguiente figura, formando un estado sólido peculiar.Puente-hidrogenodijo:Esta versatilidad entre las uniones entre moléculas de agua es la responsable que no haya dos copos de nieve iguales. Además de proporcionar una característica especial al agua, una de las pocas sustancias que en estado sólido es menos denso que en su estado líquido, por eso el hielo flota sobre el agua.Cuando el cristal de sal se une con el hielo, los átomos de cloro y de sodio atraen algunas de las moléculas de agua, rompiendo los enlaces de puentes de hidrogeno. Los iones de sodio al ser más pequeños que los de cloro pueden penetrar dentro de la estructura del agua. Su carga positiva atrae a la carga negativa del oxigeno, rompiendo el puente de hidrogeno. Finalmente se disuelven los iones de cloro y sodio entre las moléculas de agua que han roto todos los puentes de hidrogeno y por tanto la disolución se ha vuelto líquida.El resultado final es la configuración de la siguiente imagen:disolución de sal en aguaLos iones de cloro y sodio se interponen entre las moleculas de agua y evitan que ser produzcan los enlaces por puentes de hidrogeno, la disolución se mantiene líquida por debajo del punto de fusión del hielo puro, que son 0ºC.-----------------------------------------------------------------------------------

Una lente gravitacional en casadijo:—¿Una lente gravitacional? ¿En casa? ¿Te has vuelto majara?Sí, sí y no. Si seguís conmigo unos minutos, veréis cómo con un objeto que todos tenemos en casa podréis emular un efecto cosmológico que predijo Einstein a partir de su Relatividad General. Puede que las lentes gravitacionales sean fenómenos muy alejados de la experiencia de todos los días, pero no por ello son muy difíciles de entender…dijo:La luz viaja a través del espaciotiempo siguiendo la trayectoria más corta posible. En regiones planas —visualizadlo como si fuera un folio sobre una mesa— los rayos de luz se propagan en línea recta. Dibujad una recta en el folio con lápiz y regla. Si curvamos el espaciotiempo de algún modo, la luz se dobla. Tomad el folio por dos extremos opuestos y empujad un poco: la recta ya no es “recta”.La clave de la Relatividad General está en el hecho de que una masa muy grande (una estrella por lo menos, para que se note bien el efecto) deforma el espaciotiempo a su alrededor. La trayectoria natural de un rayo de luz que pase cerca no es ya la línea recta común que vemos cuando encendemos una linterna o un puntero láser: se dobla hacia el objeto masivo un poco. Si pensáis en algo con una fuerza gravitatoria más poderosa, el rayo de luz se irá doblando más y más. Un agujero negro es el caso extremo: un objeto con una fuerza de gravedad tan acusada que toda la luz que pasa más cerca de una distancia determinada (marcada por el llamado horizonte de sucesos) cae hacia él. Un agujero negro es “negro” precisamente porque no podemos verlo, ya que no puede reflejar nada.Sin embargo, todos los rayos de luz que pasen cerca del horizonte de sucesos se doblarán más o menos, pero continuarán su camino. Esto ofrece una posibilidad de detectar agujeros negros sin tener que verlos directamente. Supongamos que hay un agujero negro en el camino entre la Tierra y alguna galaxia lejana. La luz de la galaxia que queda ocluida por el horizonte de sucesos del agujero no podrá verse. La que pase un poco más lejos se doblará, y parte llegará hasta nosotros como si viniera de un punto distinto en el cielo. Para una alineación perfecta y suponiendo todo simétrico, percibiremos desde nuestro telescopio en la Tierra un anillo: el anillo de Einstein.Anillos de Einstein fotografiados por el telescopio HubbleDe acuerdo, ya tenemos una idea algo más clara —espero— de lo que es una lente gravitacional. Nos hemos centrado en el tipo “fuerte”, pero hay otros. Ni siquiera es necesario usar algo tan drástico como un agujero negro para ilustrarlas (los de la foto del ejemplo están creados por galaxias elípticas muy densas). ¿Todo bien, hasta aquí? Es el momento de emular una lente gravitacional en casa. Con agujero negro incluido.—Majara perdido, lo que yo decía.Tranquilos: no hace falta que vuestro primo físico os traiga ningún trozo de materia exótica del CERN, ni que os infléis a margarina hasta que vayáis doblando las baldosas a vuestro paso. Sólo necesitáis algunas decenas de litros de agua, un recipiente grande con desagüe (una bañera sirve) y algún modo de dejar caer en él pequeñas gotas de agua de forma continua. El grifo de la bañera tiene que quedar un poco más cerca de la pared de la bañera que el desagüe. Si está justo encima no os valdrá —en ese caso, necesitaréis crear las gotas de agua de algún otro modo que dejo a vuestra imaginación. Es mejor usar el recipiente más grande posible porque necesitamos que sus paredes estén relativamente lejos. A fin de cuentas, vamos a hacer que la superficie del agua de la bañera simule el espacio interestelar: ahí es nada. Esta será nuestra receta:1 Llenad la bañera hasta la mitad con agua. Bañad a los niños, al perro o a vosotros mismos si notáis olorcillo a humanidad. Así no os sentiréis culpables de tirar tanta agua luego.2 Una vez hayáis usado el agua dejadla reposar hasta que su superficie quede perfectamente plana y libre de impurezas macroscópicas (sacad el patito). Ya tenéis vuestro espacio interestelar: es como el folio del ejemplo del principio, pero más flexible.3 Con cuidado, abrid el grifo lo justo para que caigan al agua gotas lo más pequeñas posible, de forma regular. Dejad el grifo así un minuto y contemplad vuestra obra: habéis creado una estrella. El punto en el que caen las gotas emite ondas que recuerdan a cómo se suelen dibujar las antenas en funcionamiento: recordando que un rayo de luz puede verse como un fotón o como una onda no será difícil imaginar que en ese lugar hay una estrella “emitiendo”.4 Con más cuidado, quitad el tapón del desagüe y esperad a que se estabilice el sistema. Con un poco de suerte se formará un remolino en la superficie del agua. Aquí está vuestro agujero negro.dijo:Inmediatamente veremos que las ondas formadas por las gotas que caen se dividen en dos al alcanzar el remolino. Si nos fijamos en algún punto más alejado en la línea que une el lugar donde caen las gotas y el centro de la perturbación veremos que llegan dos frentes de onda en vez de uno solo. Un observador, por tanto, vería dos fuentes de luz en lugar de una. Trasladado al caso de los anillos de Einstein que mostraba antes, sería como si pusiéramos un folio inmenso cortando toda la escena: galaxia de fondo, perturbación gravitatoria y nosotros mismos. El anillo aparecería como dos puntos en este espacio de dos dimensiones, ¡exactamente lo que estamos haciendo en la bañera! Pero no tenéis que creerme: hacedlo vosotros, o contemplad el magnífico vídeo —¡como un documental de La 2, en un minuto!link: http://www.youtube.com/watch?v=v_jqWBLJTa4Podemos combinar este sencillo experimento con otro que nos dará una impresión tridimensional de la trayectoria de la luz que da lugar a un anillo de Einstein. Preparad una copa de vino limpia, algo que emita un poco de luz (una linterna, una vela) y haced lo que nos muestra Phil Marshall, del SLAC National Accelerator Laboratory, en este vídeo.link: http://www.youtube.com/watch?v=OSMzx7n9O00Hemos visto que con un poco de ingenuidad e imaginación podemos recrear el universo en una bañera. Hay personas, más cerca de lo que imaginamos, que hacen este ejercicio en sus cerebros y ordenadores como modo de vida.El efecto de lente gravitacionalLa masa provoca la curvatura del espaciotiempo (una entidad de cuatro dimensiones en las que una es el tiempo y las tres restantes el espacio), y esta curvatura es lo que denominamos “gravedad”. Esta frase sería a grandes rasgos uno de los resultados principales de la teoría de la Relatividad General de Einstein, que describe la interacción gravitatoria con precisión hasta donde nuestras observaciones pueden comprobar. En ella, la luz se propaga siguiendo una trayectoria que podría considerarse como “recta” en el espaciotiempo, pero que no tiene por qué serlo si sólo tenemos en cuenta su recorrido en el espacio de tres dimensiones al que estamos acostumbrados. Los rayos de luz se desplazan siempre siguiendo la curvatura que la gravedad provoca en el espaciotiempo, y de esta forma son desviados si hay una acumulación de masa cerca.La desviación de la luz ya había sido predicha y cuantificada hace más de 200 años por parte de Johann Greorg von Soldner usando la física newtoniana y asumiendo que la luz está formada por partículas, y el propio Einstein llegó exactamente al mismo resultado en 1911 usando el principio de equivalencia.Sin embargo, este valor resultaría ser incorrecto; en 1915, con la teoría de la relatividad General desarrollada, Einstein predijo que el valor del ángulo de desviación debería ser en realidad el doble que el calculado anteriormente, y esto fue confirmado al comparar las posiciones de estrellas cercanas al limbo solar medidas en un eclipse en mayo de 1919, y seis meses más tarde, con el Sol ausente. Esta medida de la desviación de la luz fue la primera evidencia que confirmaría esta nueva teoría de la gravedad, y llevaría a Einstein a la fama mundial.El fenómeno ha sido observado muchísimas veces desde entonces en imágenes astronómicas, cuando un objeto luminoso (que llamaremos “fuente”) se sitúa tras una acumulación de masa en nuestra línea de visión. Como el resultado es que la imagen de la fuente se ve deformada cuando la agrupación de masa se sitúa delante de ella, a esta última se le llama “lente gravitacional”. En la siguiente fotografía tenemos un ejemplo en el que una gran acumulación de masa, un cúmulo de galaxias, distorsiona las imágenes de galaxias más lejanas convirtiendo algunas en grandes arcos.Cúmulos de galaxias Abell 2218. | Fuente: Hubblesite.orgEl efecto de lente gravitacional se ha convertido en los últimos años en una importante herramienta en Astrofísica debido a una serie de factores: en primer lugar, como depende directamente de la gravedad permite estudiar la distribución de masa de la lente sin hacer estimaciones intermedias (qué cantidad de masa emite determinada cantidad de luz a esa frecuencia, si la acumulación de masa está en equilibrio hidrostático, etc.); en segundo, muchas veces la imagen de la fuente se ve agrandada de forma que recibimos una mayor cantidad de luz de la misma, haciendo posible detectar objetos increíblemente lejanos del universo; en tercero, dado que las propiedades de la imagen de la fuente pueden ser muy sensibles a las posiciones relativas de ésta y la lente (especialmente si estudiamos cuerpos pequeños), podemos obtener datos sobre objetos que de otro modo requerirían una resolución instrumental increíblemente más alta de la que disponemos en la actualidad.El caso más fácil de estudiar es cuando la lente tiene simetría circular. Aquí, si la fuente se sitúa exactamente tras el centro de simetría, el ángulo de desviación para que un rayo de luz de ésta llegue al observador es el mismo en todas direcciones, por lo que la imagen de la fuente es un anillo, llamado anillo de Einstein. La determinación de su radio –el radio de Einstein– permite hallar fácilmente la cantidad de masa en la lente dentro del mismo (si se conocen las distancias del observador a la lente y a la fuente, y de la lente a la fuente). Pero aunque a día de hoy se han descubierto varias galaxias formando anillos de Einstein, es poco probable que se produzca una alineación tan perfecta. Lo más normal es que se dé la situación que puede verse en la animación siguiente, una de las diversas y muy explicativas creadas por B. Scott Gaudi:En la mitad superior de esta animación pueden apreciarse varias cosas: la lente en este caso es una estrella, representada como un símbolo amarillo en el centro; la circunferencia verde es donde se formaría el anillo de Einstein (marca la distancia a un radio de Einstein de la estrella); la posición y el tamaño de la fuente vienen dados por la circunferencia roja, y las imágenes producidas están en azul. Puede verse que la separación entre las dos imágenes siempre es más o menos dos veces el radio de Einstein, por lo que hallar la masa de la lente en un sistema así es fácil.Sin embargo tenemos un problema: el radio de Einstein de un objeto con la masa de una estrella es tan pequeño que incluso para las distancias dentro de nuestra propia galaxia es prácticamente imposible ver las imágenes de la fuente de forma separada; ésta aparece como un simple punto de luz. Pero es aquí donde entra la segunda mitad de la animación. En ella se muestra el resultado de dividir la suma de las áreas de las imágenes entre la que tendría la fuente sin estar afectada por la lente, en cada instante de tiempo. El resultado de esta división se llama magnificación, y la gráfica de su variación es la curva de luz. Lo que esto quiere decir es que el brillo que medimos de la fuente aumentará si está pasando un objeto masivo por delante, y de este modo podemos detectar el evento aunque no veamos más que un punto de luz en nuestras observaciones.A estos casos en los que no podemos discernir las imágenes separadas producidas por el efecto de lente se les llama microlensing gravitacional, y son increíblemente útiles. Por ejemplo, en los 70 se descubrió que en muchas galaxias las estrellas no giraban alrededor de su centro más lentamente cuanto más lejos se encontraban de éste sino que la velocidad angular era bastante constante, lo que sugería que la mayor parte de la masa no estaba en el bulbo central sino distribuida de forma más o menos esférica abarcando una región mayor que el propio disco galáctico. Este “halo” estaría formado por materia oscura, llamada así por ser invisible o difícil de detectar en la oscuridad del espacio.Una de las hipótesis sobre su composición era que esta materia oscura podría consistir en objetos masivos compactos que no emitieran apenas luz (los llamados MACHOs), como planetas, enanas rojas o blancas, estrellas de neutrones o incluso agujeros negros orbitando la galaxia, que podrían detectarse si pasaran por delante de alguna estrella y provocasen microlensing. La probabilidad de que se dé uno de estos eventos en un tiempo razonable es muy baja (de una entre varios millones), de modo que sería necesario medir con frecuencia el brillo de millones de estrellas fuera del disco de la galaxia para detectarlos.Afortunadamente disponemos de la tecnología y de un sitio al que apuntar: las estrellas de las nubes de Magallanes, pequeñas galaxias satélite que orbitan la Vía Láctea a más de 100.000 años luz de distancia. Gracias a observaciones así se detectaron algunos MACHOs, pero se pudo determinar que sólo una pequeña parte de la materia oscura que componía el halo podía encontrarse en forma de cuerpos compactos. Ahora sabemos por otras evidencias que la materia oscura no puede estar formada en su mayor parte por el tipo de materia al que estamos acostumbrados, sino que sería algún tipo de partícula con masa aún no descubierta.Cuando la lente no tiene simetría circular como en los casos anteriores sino que es elíptica o irregular, se situación se vuelve más compleja. En estos casos aparecen nuevos pares de imágenes de la fuente, dependiendo de dónde se encuentre ésta respecto al sistema de lentes. Puede verse un ejemplo en la animación siguiente, en la que la lente son dos masas puntuales iguales:Si la fuente se encuentra en ciertas zonas, tiene un par de imágenes extra respecto a cuando se sitúa fuera. Al dibujar el límite entre estas regiones se tienen unas curvas llamadas cáusticas, señaladas en rojo en la animación. Puede verse que cuando la posición de la fuente cruza una cáustica, las imágenes del par que aparece o desaparece en ese momento están muy alargadas, y por tanto el brillo que se detecta de la fuente en este momento es mucho mayor. Esto es importante, porque hace que sea más fácil detectar una lente binaria sin necesidad de que las dos lentes pasen junto a la fuente, siempre que las medidas del brillo de esta última se hagan con la suficiente frecuencia.Si una de las dos lentes tiene mucha menos masa que la otra, como en el caso de una estrella con un planeta alrededor, la curva de luz es similar a la de la primera animación, pero con “perturbaciones” añadidas. En esta tercera animación puede verse lo que ocurre cuando hay un planeta en el camino de una de las dos imágenes que se forman por el efecto de lente de la estrella:dijoor supuesto el ilustrado arriba no es el único caso que puede darse, sino que la forma de estas perturbaciones dependerá de la posición del planeta y su distancia a la estrella, de la diferencia de masa entre ellos, y de la trayectoria que siga la fuente respecto a la lente y sus cáusticas. Esto permite que estudiándolas se pueda obtener información de estas características. Al igual que con los MACHOs, una buena forma de detectar planetas con este método es apuntar a una zona donde haya muchas estrellas de fondo y monitorizar su brillo por si alguna estrella con planetas pasa por delante. En este caso, para buscar planetas en nuestra galaxia los telescopios apuntan al gran bulbo central, y de esta forma se ha descubierto una docena de sistemas estelares. Este método sólo permite obtener datos de los planetas en un breve instante de tiempo, sin que se les pueda hacer un seguimiento prolongado, pero a cambio se pueden detectar a distancias mucho mayores sin restringirse sólo a nuestro entorno cercano. Además, la mayor sensibilidad del método será para planetas a 1-3 unidades astronómicas de su estrella (en su zona habitable en vez de a distancias abrasadoras), dado que es ahí donde se forman las imágenes de la fuente para estrellas tan lejanas. Esto, unido a que las perturbaciones de la curva de luz pueden ser apreciables incluso para planetas de masa mucho menor a la de la Tierra, hace que el efecto de microlensing sea importante para el estudio de la población de planetas en la galaxia con menos sesgos que los métodos más usuales, y de hecho hace unos años se propuso lanzar un telescopio espacial que estuviese dedicado a esta tarea. Pero el microlensing no es útil sólo para objetos de nuestra propia galaxia: también pueden sufrirlo las imágenes de los quásares, núcleos de galaxias increíblemente lejanas en los que la materia atraída por un agujero negro de millones de veces la masa del Sol emite cantidades ingentes de radiación, brillando a través de vastas distancias en el Universo. En ocasiones algún quásar se encuentra detrás de una galaxia más cercana en nuestra línea de visión, y la masa de ésta produce imágenes múltiples del mismo. Se conocen muchos casos donde ocurre este fenómeno, y uno de los más famosos es el sistema denominado como la Cruz de Einstein por la figura que forman las cuatro imágenes del quásar creadas por la lente. En algunos de estos sistemas, al encontrarse detrás de una galaxia, las imágenes del quásar son afectadas por microlensing provocado por sus estrellas, un efecto que puede separarse de las variaciones del brillo del propio quásar gracias a sus imágenes múltiples, que se verán afectadas por las estrellas de forma diferente mientras que la variación propia aparecerá en todas. Como en estos casos la distribución de masa no son sólo unas pocas lentes puntuales sino un gran número de ellas, se generan muchas cáusticas en una estructura complicada cuyas características pueden reproducirse en un mapa de magnificación, del que se muestra un ejemplo en la siguiente imagen:Estos mapas muestran simplemente cuánto se magnificaría el brillo de la fuente dependiendo de dónde se sitúe tras las lentes, y permite sacar muchas curvas de luz para ajustar a los datos que se obtendrían haciendo un seguimiento del brillo del quásar. Estos mapas no están dedicados a averiguar las posiciones y masas concretas de las estrellas que la imagen del quásar tiene delante, sino que se generan con distribuciones de estrellas en posiciones aleatorias pero que permitirán determinar de forma estadística cómo son de abundantes o qué masas predominan.Sin embargo lo más interesante del asunto es que el efecto de lente gravitacional permite no sólo estudiar las masas que curvan la luz, sino también el objeto cuya luz se ha visto afectada. Un detalle importante es que si la fuente de luz tiene un cierto tamaño las lentes no afectarán a todo su brillo al mismo tiempo sino primero a una parte y luego a otra, y por tanto la magnificación total será menor y su curva de luz estará más suavizada. Esto puede usarse para medir el tamaño del objeto fuente si se conoce su velocidad respecto a las lentes, y de hecho permite ver que los discos de acreción de los quásares tienen unos días luz de radio (para hacerse una idea, el radio de la órbita de Plutón tiene unas 5-6 horas luz). Teniendo en cuenta que muchos quásares se encuentran en torno a 10.000 millones de años luz de distancia, esto es algo equivalente a medir desde la Tierra el tamaño de una moneda que se situase en la órbita de Venus.Pero eso no es todo: en el disco de acreción, la materia tiene más temperatura cuanto más cerca se encuentra del agujero negro en el que está cayendo, y por tanto emite luz en longitudes de onda más cortas (más hacia el azul) que la que se encuentra más alejada. Esto hace que observando el quásar en distintos colores el tamaño estimado del disco sea diferente, y gracias a ello podemos medir su perfil de temperaturas para poder entender mejor los procesos que tienen lugar en torno a estos monstruosos objetos.Aunque esta entrada es bastante larga, se centra sólo en algunas de las cosas que podemos aprender mediante el efecto de lente gravitacional y he dejado el resto para otra ocasión, de modo que esto no es ni la mitad de lo que puede conseguirse con él. Desde luego, aprovechar esta característica del espaciotiempo ha supuesto disponer de una herramienta incomparable en astrofísica para estudiar fenómenos a los que de otra forma no podríamos acceder con el nivel tecnológico actual, y muestra cómo haciendo uso del intelecto se puede conseguir que sea el propio Universo el que nos eche una mano a la hora de revelar sus secretos.Referencias:Narayan, R., Bartelmann, M. (1997) Lectures on Gravitational Lensing. arXiv:astro-ph/9606001v2Wambsganss, J. (2006) Gravitational Microlensing, en: Kochanek, C.S., Schneider, P., Wambsganss, J. Gravitational Lensing: Strong, Weak & Micro. Editores: G. Meylan, P. Jetzer & P. North, Springer-Verlag: Berlin, pp. 457. arXiv:astro-ph/0604278v1Gaudi, B. S. (2010) Exoplanetary Microlensing. arXiv:1002.0332v2----------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Se descubre asteroide que rozara la Tierra (2012 DA14) Published on: 28th March, 2012 --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- Una colisión con un asteroide amenaza a la Tierra el 15 de febrero de 2013. Si el asteroide 2012 DA14, localizado hace unos días, impactara a nuestro planeta, la magnitud de la catástrofe será comparable con la caída del meteorito de Tunguska en Rusia, advierten los científicos. dijo:Según sus cálculos, la órbita del asteroide con un diámetro de entre 40 y 95 metros, cruzará la órbita terrestre. Los astrónomos han calculado que el 15 de febrero de 2013, el asteroide va a pasar a solo 26.9 mil kilómetros de nuestro planeta, que es inferior a las órbitas de los satélites geoestacionarios(cerca de 35.000 kilómetros). Pulkovo Víctor Lvov, funcionario del Observatorio de kvazisputnikam en Rusia, dijo que el 2012 DA14 “pertenece” al tipo de asteroides que periódicamente se acerca a nuestro planeta por detrás, y a continuación o después, por delante de él. Un asteroide con el poder destructivo de una bomba nuclear, está pautado para pasar cerca de la tierra a una distancia más próxima que los satélites comerciales. Este asteroide está entrando en la órbita terrestre una vez al año. Hay que estar advertidos ya que este asteroide es solo una de tantas rocas. Se estima que hay unas 500,000 rocas cercanas a nuestra orbita. Si por alguna razón este asteroide llega a entrar a la atmosfera de la Tierra y explota, la fuerza sería suficiente para destruir un área del tamaño de Londres. Este asteroide fue descubierto por un grupo de astrónomos desde España. La Agencia Espacial Europea informó en un comunicado de prensa, sobre un asteroide de unos 50 metros de diámetro. Este asteroide va a pasar bien cerca de la Tierra en el año 2013 y para nuestra tranquilidad y según los científicos, no representa una amenaza para nuestro planeta. Esta enorme roca lleva el nombre de 2012 DA14, y por lo que se prevé va a pasar mucho más cerca de la Tierra que muchos satélites comerciales. Por lo que es necesario tener bien vigilado y de forma sistemática el entorno de nuestro planeta. Este inusual asteroide fue descubierto por un grupo de voluntarios cuando pasó de largo junto a la Tierra, a unas siete veces la distancia que nos separa de la luna. Esta roca fue vista por primera vez el 22 de febrero de 2012 en el observatorio de LSSS (La Sagra Sky Survey) que está ubicado en el sudeste de España, cerca de Granada. Uno de sus descubridores; Jaime Nomen explicó que es un objeto “bastante difícil de observar, debido a su trayectoria en el cielo de la mañana, su gran velocidad angular, su tenue brillo y las características de su órbita”, que pasa muy por encima del plano orbital de la Tierra, por lo que podría haber pasado “completamente desapercibido” durante esta visita. Los científicos han confirmado que la trayectoria del “veloz” asteroide lo traerá de vuelta a las proximidades de la Tierra el día 15 de febrero de 2013 , a “tan sólo 24.000 kilómetros” de distancia. “Esta será una distancia completamente segura” que, sin embargo, permitirá observarlo con unos binoculares convencionales, dijo el responsable del estudio de Objetos Próximos a la Tierra (NEOs) de la Oficina para el Conocimiento del Medio Espacial (SSA) de la ESA, Detlef Koschny. Los telescopios automatizados que investigan el cielo desde el observatorio LSSS, situado a 1700 metros de altitud, se encuentran en “una de las zonas con menos contaminación lumínica de la Europa continental”, destacó la Agencia. dijo:El cuerpo celeste pertenece a la familia de los asteroides de Apolo, cuyas órbitas se cruzan con la terrestre. Alrededor de dos tercios de los asteroides conocidos que se acercan a la Tierra son de este tipo. Según los datos disponibles, el cuerpo celeste puede medir entre 40 y 95 metros de largo. El descubrimiento del asteroide 2012 DA14 fue de casualidad, cuando se decidió “observar una zona del firmamento en la que no es usual encontrar asteroides”. Según los cálculos preliminares, este asteroide tiene una órbita muy parecida a la de la Tierra, “con un periodo de 366.24 días – tan sólo uno más que el año terrestre – y se cruza en la trayectoria de nuestro planeta dos veces al año”, explicó Nomen en la nota. Su observación es importante ya que permitirá que en 2013 se estudie con detalle, la manera en cómo le afectan los campos gravitatorios de la Tierra y de la Luna, lo que ayudará también a calcular “el riesgo de impacto en futuras visitas”, añadió Detlef. La ESA aclaró que las operaciones del LSSS están a cargo del Observatorio Astronómico de Mallorca, que se ha incorporado recientemente al programa SSA de la ESA. Añadió también que para la Agencia este descubrimiento “es especialmente importante”, en relación con los más de 500.000 objetos próximos a la Tierra por descubrir y que se intenta identificar al menos tres semanas antes de que pasen cerca del planeta. Con este propósito, Detlef dejó claro que se está desarrollando un sistema de telescopios ópticos automatizados capaces de detectar asteroides como este. Como ves no es el primero, ni será el último asteroide que pasa cercano a la Tierra. Simplemente hay que estar atentos a sus movimientos, y disfrutar este gran espectáculo. ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------