20.11.09 @ 19:20:11. Archivado en Astronomía
Una anécdota, probablemente espuria, cuenta que la teoría de la gravedad fue inspirada a Isaac Newton por una manzana que, al caer del árbol, interrumpió las meditaciones del genio inglés, quien llegó a deducir que la fuerza que atrae al fruto hacia el suelo es la misma que mantiene a la Luna en su órbita. ¿Por qué no se precipita, entonces, nuestro satélite contra la Tierra? Una pregunta que todos nos hemos hecho pero cuya respuesta no es inmediata. Lo que sucede es que la Luna gira alrededor de la Tierra a una velocidad tal que la fuerza centrífuga que genera compensa exactamente la atracción gravitatoria que sobre ella ejerce nuestro planeta. A pesar de ello, debido a las fuerzas de marea, la Luna se está alejando constantemente de la Tierra, a razón de 4 cm por año. La Luna, efectivamente, esta constantemente cayendo hacia la Tierra; pero su movimiento de caída tiene dos componentes: uno vertical, de caída continua hacia la Tierra, y otro uniforme y perpendicular al anterior. La resultante de estas dos componentes es una trayectoria curva que, al cabo de una translación completa, se compensa perfectamente con la curvatura de la Tierra. Dicho de otro modo, la Luna se mueve horizontalmente aproximadamente 1 km cada segundo. En ese tiempo, ha "caído" lo suficiente como para que vuelva a estar a la misma distancia de la superficie de la Tierra. En contraste con esta explicación clásica, la Teoría de la Relatividad propone una solución menos intuitiva: la gravedad de la Tierra curva el espacio-tiempo alrededor suyo de forma que la Luna, en realidad, sigue una trayectoria rectilínea, pero el espacio que atraviesa está curvado.
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13.11.09 @ 18:50:42. Archivado en Astronomía
A diario nos asaltan noticias de grandes desastres naturales que causan miles de víctimas y obstaculizan el desarrollo de muchas regiones. Nuestro mundo puede resultar un lugar tranquilo y apacible si lo miramos con escalas cronológicas limitadas, pero a largo plazo vemos una sucesión constante de fenómenos geológicos y astronómicos que en ocasiones han puesto en peligro la propia subsistencia del fenómeno de la vida. La Tierra ha sido un mar de magma incandescente, una bola de hielo, o el objetivo de intensas lluvias de meteoritos de miles de años de duración. Se calcula que cada aproximadamente 100 millones de años recibimos el impacto de un gran asteroide, con consecuencias devastadoras. Se entiende por Catastrofismo al conjunto de teorías que explican los procesos evolutivos como una consecuencia de una secuencia más o menos arbitraria de catástrofes que se han ido sucediendo a lo largo del tiempo. Se han propuesto teorías catastrofistas para dar cuenta tanto de la evolución de la vida como del propio Universo o de la Tierra. Así, los catastrofistas suponen que los principales rasgos geológicos de nuestro planeta se originaron por profundos y dramáticos cambios acontecidos durante relativamente cortos periodos de tiempo, como por ejemplo colisiones interplanetarias, erupciones masivas de volcanes, etc. Las teorías catastrofistas surgen en el siglo XIX por oposición a los conceptos gradualistas que sostenían que la evolución biológica y geológica es un "continuo" irreducible de pequeños cambios acumulados a lo largo de millones de años. Hoy sabemos que, en efecto, el planeta puede ser en ocasiones un lugar bastante hostil.
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06.11.09 @ 20:08:10. Archivado en Astronomía
La pasada semana veíamos los posibles escenarios que la Astrofísica actual contempla en relación a la evolución de las estrellas y, en concreto, al destino del Sistema Solar. Con los conocimientos científicos actuales, es posible incluso especular con el devenir conjunto del Cosmos. Actualmente se barajan dos posibles futuros para el Universo: uno en el que la fuerza de la gravedad acaba venciendo, provocando el colapso de la materia y el espacio en una gran implosión final llamada “Big Crunch” (por contraposición al “Big Bang” inicial), y otro en el que la actual expansión que acontece en el Universo se prolonga indefinidamente, incluso a velocidades crecientes, de forma que la materia se acaba enfriando y “apagando” sin que exista un límite definido a la duración del Cosmos. El modelo clásico de geometría espacial del Universo sugiere, efectivamente, que nuestro Universo es finito pero ilimitado, el equivalente tridimensional a la superficie de una esfera. Si incluimos la cuarta dimensión (el tiempo), entonces hablamos de la "geometría global" del Universo, y en ese sentido el hecho de que se siga expandiendo o no indefinidamente, y la velocidad con que lo haga, depende esencialmente de la densidad de la materia que contiene -estrellas, planetas, gas interestelar, etc. Aún no sabemos con suficiente precisión cuánta materia alberga el Universo, pero observaciones recientes parecen confirmar que el Universo no sólo se está expandiendo, sino que lo hace a velocidades cada vez mayores. Todo indica que el fin remoto del Universo consistirá, por tanto, en una "muerte térmica" sin que vaya a tener lugar una contracción final.
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30.10.09 @ 19:10:04. Archivado en Astronomía
¿Es posible saber el año en que nos encontramos simplemente observando el cielo nocturno? Dicho de otra forma, al mirar al firmamento, ¿vemos las mismas estrellas y constelaciones que vieron nuestros antepasados? Evidentemente la irrupción de los satélites y otros ingenios ha supuesto un cambio notable, pero si comparamos la posición de las estrellas vistas en la misma fecha, a la misma hora y desde la misma posición, entre años diferentes, la posición de estos astros sería muy aproximadamente la misma, por lo que sería muy difícil saber en qué año se encuentra uno. Ahora bien, si observamos también la posición de los planetas, ésta sí que es característica de una fecha concreta, y en muy difícil que se repita en un intervalo amplio de tiempo; por lo que, en conjunto, la posición de estrellas y planetas sí serviría para "datar" una imagen del cielo. Ahora bien, la posición de las estrellas sería "muy aproximadamente la misma", no "exactamente". Esto es porque la Tierra está dotada de un movimiento conocido como "precesión", por el cual, año tras año las estrellas van girando aparentemente entorno a un punto del cielo llamado "polo eclíptico". Este movimiento es tan lento que tardan en completar una vuelta completa unos 26.000 años. Adicionalmente, hoy sabemos que las estrellas no ocupan tampoco posiciones fijas, se mueven muy lentamente de forma que la figura de las constelaciones se va deformando a lo largo de los milenios. En realidad estos astros se mueven a velocidades increíbles, del orden de decenas de kilómetros por segundo, pero están tan alejadas que desde nuestro planeta este movimiento es prácticamente imperceptible.
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23.10.09 @ 20:19:41. Archivado en Astronomía
La evolución de una estrella depende, esencialmente, de su masa original. Las estrellas de tamaño medio tienen vidas activas generalmente largas, del orden de los 10.000 millones de años. Gran parte de este periodo lo pasan en la llamada "secuencia principal", obteniendo la energía mediante la fusión de hidrógeno en helio, en la que no experimentan cambios fisiológicos de importancia. Al terminarse este "combustible", la estrella experimenta un aumento de tamaño y se transforma en una "gigante roja", fase que dura unos millones de años más. Finalmente, el astro explota liberándose de sus capas superficiales que quedan rodeándola (formando lo que llamamos una nebulosa planetaria) y el núcleo queda reducido a un astro denso y caliente llamado "enana blanca". Las estrellas más masivas consumen hidrógeno mucho más deprisa y están relativamente poco tiempo dentro de la secuencia principal. Al final de sus vidas su diámetro crece enormemente hasta convertirse en "supergigantes rojas" que estallarán en una colosal explosión final llamada "supernova". El núcleo implota sobre sí mismo formando un cuerpo extremadamente denso llamado "estrella de neutrones". Si el astro inicial era suficientemente masivo, el colapso puede continuar hasta formar un cuerpo infinitamente denso: un agujero negro. El Sol, como cualquier estrella, no escapa de este esquema general. Los astrónomos calculan que tiene unos 5.000 millones de años de vida y le quedan aproximadamente otros tantos antes de que comience a expandirse: engullirá probablemente los planetas más cercanos, momento que supondrá el fin definitivo de la Tierra y de lo que hubiera en ella.
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16.10.09 @ 20:25:03. Archivado en Astronomía
Hasta la llegada de la fotografía digital, prácticamente era imposible verificar los resultados hasta varias horas después, muchas veces para comprobar demasiado tarde que la calidad no era satisfactoria. En aplicaciones técnicas -principalmente microscopía y astronomía- se hizo fundamental el desarrollo de métodos de captura digital de la imagen para su visualización inmediata y posterior tratamiento. En 1969, los científicos estadounidenses William Sterling Boyle y George Elwood Smith, de los Laboratorios Bell, desarrollaron un sensor con diminutas células fotoeléctricas conectadas a un circuito integrado que llamaron “dispositivo de carga acoplada”, mas conocido por CCD en sus siglas inglesas. Al recibir los rayos de luz, éstos hacen “saltar” los electrones de ciertos compuestos presentes en tales células (fenómeno llamado “efecto fotoeléctrico”, descrito por primera vez por Einstein a principios del siglo pasado). Estos electrones son conducidos y analizados por un detector, que los transforma en una imagen de gran nitidez. Las cámaras CCD son muy sensibles incluso a la luz más débil, lo cual las convierte en excelentes herramientas para la observación del cielo. Las impactantes imágenes del Telescopio Espacial Hubble, o las astrofotografías tomadas por profesionales y aficionados en todo el mundo se sirven de esta tecnología. Los sensores CCD se han popularizado tanto que hoy los encontramos en todo tipo de cámaras fotográficas compactas e incluso en teléfonos móviles. Por su genial invento, Boyle y Smith, junto con el físico chino-británico Charles Kuen Kao, han sido laureados recientemente con el Premio Nobel de Física.
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09.10.09 @ 20:24:47. Archivado en Astronomía
Observando los “mapamundis” que suelen aparecer en los libros de texto y enciclopedias, se constata que el método de representación cartográfica de nuestro mundo más generalizada es la ideada por el flamenco Gerardo Mercator en el siglo XVI, consistente en imaginar la Tierra embutida en un imaginario cilindro sobre el que proyectan las fronteras y los accidentes geográficos, como si hubiera una suerte de “luz” en el centro de la esfera. Al desenrollar este cilindro obtenemos un mapa donde la silueta de los países se conserva, es decir, es una copia a escala pero fiel a su forma real, mas el área de los territorios aparece inevitablemente deformada. En realidad, por cuestiones geométricas, es imposible reflejar fielmente ambos parámetros a la vez. Así, una de las características los mapas de Mercator es la exagerada proporción con la que representan las regiones norteñas: Alaska, Canadá, Escandinavia y Siberia aparecen mucho mayores, relativamente, que los que son en realidad. África es catorce veces mayor que Groenlandia, sin embargo parecen casi iguales en estos mapas. En este tipo de mapas se refuerza, consciente o inconscientemente, el peso político de los países del primer mundo, permitiendo que hayan sido criterios de índole ideológica los preponderantes a la hora de elaborar la cartografía de uso común en todo el mundo. No en vano, la proyección Mercator ha sido acusada de fomentar una visión colonialista del mundo. Debido a estos problemas, han ido surgiendo otros sistemas de proyección alternativos que, si bien son más complejos, pretenden reflejar de manera más fidedigna la realidad de la superficie terrestre.
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02.10.09 @ 18:06:16. Archivado en Astronomía
A partir de mediados del siglo XIX la Física vivió su particular época dorada al converger múltiples descubrimientos y aplicaciones prácticas derivadas en gran parte de las investigaciones sobre la estructura de la materia. Los científicos se dieron cuenta de que el movimiento de las partículas subatómicas no casaba bien con las sencillas e intuitivas leyes de Newton. Además, en determinados casos tales partículas se comportaban más bien como ondas de energía que como corpúsculos “sólidos”. En 1900, el alemán Max Planck propuso que esta energía se transmitía en forma de pequeños paquetes indivisibles o “cuantos”, fundando así la Física Cuántica, una de las ramas más florecientes del saber contemporáneo, e implicada de lleno en el progreso tecnológico actual. Según la Física Cuántica, es imposible determinar simultáneamente la posición y la velocidad de partículas extremadamente pequeñas, como las que constituyen los átomos. Tal “principio de incertidumbre” entraña profundas implicaciones filosóficas sobre la naturaleza de nuestro mundo que apenas empezamos ahora a intuir. Por ejemplo, no puede asegurarse la propia existencia de la materia a nivel fundamental, únicamente se pueden calcular probabilidades de “semiexistencia”, dibujándose un “caos subatómico” delimitado, sin embargo, por reglas muy precisas. El reto científico actual consiste precisamente en aunar esta “física de lo muy pequeño” con la “física de lo muy grande”, la Relatividad de Einstein. Posiblemente nadie entiende todavía completamente la Física Cuántica, pero a ella le debemos la televisión, la resonancia magnética, los ordenadores o las telecomunicaciones.
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25.09.09 @ 20:00:25. Archivado en Astronomía
Si preguntaran al ciudadano corriente cuáles han sido los grandes descubrimientos científicos del último siglo, con seguridad el ADN, los antibióticos o la energía nuclear ocuparían las primeras posiciones de la lista. Los propios científicos probablemente añadirían en lugares muy destacados dos grandes proezas del intelecto humano que, aunque su relevancia haya pasado desapercibida para muchos, han supuesto una auténtica revolución en nuestra visión del Universo y en nuestra comprensión del funcionamiento de la naturaleza. Nos referimos a la Teoría de la Relatividad de Einstein y a la Mecánica Cuántica. La primera de ellas no dice, como algunos creen, que “todo es relativo”, de hecho establece límites absolutos muy precisos acerca de lo que puede darse en el Cosmos -por ejemplo, nada puede ir más deprisa que la luz-. Einstein demostró también que, en contra de lo que se pensaba hasta entonces, el espacio y el tiempo no resultan disociables y que además pueden deformarse por la acción de la gravedad. Así, hoy sabemos que no hay magnitudes absolutas referidas a los cuerpos (posición, movimiento, masa), sino que éstas dependen de cada observador, es decir, son “relativas”. Una consecuencia secundaria de la teoría einsteniana predice que la materia y la energía son en realidad la misma entidad y que, de hecho, resultan intercambiables, de forma que una pequeña cantidad de materia puede transformarse en grandes cantidades de energía. Nuestro Sol trabaja fusionando dos núcleos de hidrógeno en uno de helio, proceso en el que se pierde algo de masa que se transforma en la luz y el calor que permiten la vida en la Tierra.
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18.09.09 @ 20:15:52. Archivado en Astronomía
El procedimiento de Eratóstenes, mediante el cual este gran sabio de la antigüedad calculó el tamaño de la Tierra, está considerado, por su simplicidad y elegancia, como uno de los experimentos más bellos de la historia. Aplicando métodos geométricos, complementados con datos recogidos a lo largo de largos periodos de observación, los astrónomos griegos hicieron descubrimientos sorprendentes, muchos de ellos olvidados durante siglos hasta su “redescubrimiento” en el mundo moderno. Uno de ellos fue Aristarco de Samos, quien ideó un método para calcular cuán distante está el Sol de nosotros: imaginó un gran triángulo con sus vértices situados en el Sol, la Luna y la Tierra, respectivamente. En el momento del cuarto menguante, el Sol ilumina exactamente la mitad del disco lunar, por lo que el ángulo que incide en nuestro satélite ha de ser necesariamente recto. Midiendo en ese momento el ángulo que separa la Luna del Sol obtenemos otro de los ángulos del triángulo. Con esos dos datos, más la distancia Tierra-Luna -a la que, si se desconoce, se puede asignar un valor arbitrario- cualquier persona con conocimientos rudimentarios de trigonometría puede “resolver el triángulo”, es decir, calcular la longitud del lado Sol-Tierra. La dificultad del método estriba en identificar el instante exacto del cuarto menguante, así como en el inevitable error que se comete al intentar medir con precisión el ángulo Sol-Luna. Así, Aristarco calculó que el Sol estaba sólo 19 veces más lejos de nosotros que la Luna, cuando la cifra correcta es 400. Esto, sin embargo, no resta un ápice de corrección y elegancia al genial método de Aristarco.
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11.09.09 @ 20:08:48. Archivado en Astronomía
A todos nos suena el nombre de esta constelación, pero probablemente pocas personas han tenido la suerte de verla completamente desde entornos urbanos, ya que algunos de sus componentes son tan débiles que requieren cielos bastante oscuros para su apreciación. Está formada por siete estrellas que adoptan una forma de carro o cazo, similar al que dibuja también la cercana Osa Mayor. Su estrella más brillante es, probablemente, la más importante del cielo: la estrella Polar, que, por estar casi exactamente sobre el eje del mundo, es la única que aparenta no moverse a lo largo de la noche y constituye así una excelente referencia visual para hallar la dirección Norte. Precisamente por su cercanía al polo celeste, es una de las pocas constelaciones que se ven durante todo el año desde nuestras latitudes. Si la contemplamos durante un rato, su movimiento entorno a la Polar es evidente. Podemos imaginar que las dos estrellas que forman el extremo del “carro” (las llamadas “guardas” de la Osa Menor) son el extremo de la aguja horaria de un imaginario reloj celeste que funciona en sentido opuesto a los relojes normales y cuya esfera está dividida en 24 horas, en vez de 12. Construimos así una especie de reloj celeste que, con algo de práctica, nos indica la hora nocturna. De hecho, en un episodio del Quijote, Sancho calcula usando este truco astronómico el tiempo que queda hasta la aurora. Esta anécdota nos recuerda el nada despreciable conocimiento sobre el movimiento del cielo, basado en la intuición y en la experiencia, que tenían las gentes simples antaño, probablemente mayor que el de la mayoría de los mortales en la actualidad.
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04.09.09 @ 19:08:49. Archivado en Astronomía
El hecho más notable del movimiento mensual de la Luna es, lógicamente, la presencia de fases. Cuando la Luna está pasando entre el Sol y la Tierra (está en conjunción), la estrella está iluminando la cara que no vemos: es la Luna nueva o novilunio. En la posición diametralmente opuesta (en oposición), el Sol ilumina de pleno la cara visible de la Luna (Luna llena o Plenilunio). En las posiciones intermedias, se ilumina una fracción cada vez menor de la cara visible (fase menguante) hasta rebasar un novilunio, tras el cual la fracción iluminada vuelve a crecer (fase creciente). La edad de la Luna se refiere al número de días transcurridos desde el último novilunio. Cuando Sol, Luna y Tierra forman un ángulo recto (están en cuadratura), se ilumina exactamente la mitad de la cara visible del satélite: es el cuarto creciente (en forma de ‘D’) o menguante (en forma de ‘C’). Cuando la fracción iluminada supera este 50% se habla de luna gibosa, y cuando no llega a él, de lúnula. En realidad, debido a la inclinación de la órbita lunar, ni si quiera durante un plenilunio la iluminación alcanza al 100 % de la cara visible. Análogamente, durante los novilunios, si no fuera por el resplandor solar se vería una estrechísima lúnula dirigida a la estrella. La fase sólo alcanza teóricamente los valores máximos durante los eclipses totales de Sol y Luna (cuando el ángulo Sol-Tierra-Luna alcanza 0º y 180º), respectivamente. En una noche despejada podemos ver un cierto resplandor en la zona no iluminada de la Luna: es la luz cenicienta que, como afirmó Galileo, se debe al reflejo de la luz que a su vez refleja nuestro planeta en su superficie.
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Saúl Blanco Lanza
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