lunes, 20 de diciembre de 2010

Eclipse total de Luna Transmisión en vivo

Tenemos el enlace con @stroTV Educación para la transmisión del eclipse total de Luna, desde Hermosillo, Sonora, México.

Galaxias y Fósiles films

y

@stroTV Educación productions

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jueves, 16 de diciembre de 2010

Paralaje

viene de la entrada anterior

El método del paralaje es uno de las principales formas de estimar distancias en astronomía. Como se vio en la entrada pasada (Delta Cefei) existe la posibilidad de determinar la distancia a estrellas lejanas, inclusive en otras galaxias usando las estrellas variables Cefeidas, midiendo su periodo y determinando su brillo máximo para saber a que distancia están con respecto a una referencia, es decir con respecto a una estrella Cefeida cuya distancia conozcamos. La pregunta que quedó fue ¿como medir esa distancia a alguna Cefeida sin usar su brillo?


Paralaje. En los recuadros se puede ver la diferencia que se ve al tomar fotografías de la misma estrella desde diferentes puntos, en este caso desde puntos opuestos de la órbita terrestre. En la imagen d es la distancia a la estrella y p el ángulo de paralaje.

La respuesta es el paralaje. Como vimos anteriormente este método consiste en tomar dos fotografías de una estrella, cada una del punto mas alejado posible de donde se tomo la otra. Es el mismo efecto que, al tener nuestro brazo totalmente extendido, causa que uno vea la punta de nuestro dedo contra un fondo un poco diferente al verlo ya sea con el ojo izquierdo o derecho. Fácilmente entendemos que mientras mas separados tengamos los ojos (se recomienda no sacárselos) mayor será la diferencia, y mientras mas largo sea el brazo (mas lejano esté le dedo) menor será la diferencia. La forma de calcular la distancia consiste en medir esta diferencia de posición aparente de una estrella contra el cielo. Pero claro, para ver algo de diferencia o la estrella ha de estar muy cerca (sería como ver el dedo al tener un brazo corto) o la separación entre los lugares desde donde se toman las fotografías están muy separados (lo que sería como tener los ojos muy separados).

Lo ideal es aprovechar el movimiento de la Tierra. Por ejemplo si tomamos una foto de una estrella y 6 meses después, cuando la Tierra se encuentre al extremo opuesto de su órbita, se toma una segunda fotografía de la misma estrella, de esta forma los lugares desde donde se tomaron las fotografías están separados por 2 Unidades Astronómicas, es decir 300 millones de kilómetros. Esta es la máxima distancia que se puede poner entre los lugares de donde se toman dos fotografías sin tener que salir de la Tierra. Bién, digamos que ya tomamos ambas imágenes, ahora se aprovecha una de las primeras lecciones que uno aprende al estudiar matemáticas en secundaria, las relaciones trigonométricas en un triángulo rectángulo. En particular la relación entre el tamaño de los catetos (lados) del triángulo y los ángulos involucrados. Como se ve en la figura siguiente, encontrar la distancia entre Sol y la estrella es el mismo problema que obtener la longitud de lado mas largo del triángulo. Como podrán entender, si se comete un error al medir el ángulo se tendrá también un error en la distancia calculada. Y mientras menor sea el ángulo mas difícil será de medir y mayor el error cometido, por lo que se tiene un cierto límite antes de que el error sea tan grande como para no poder fiarse del paralaje. Pero en cuanto se utilizó este sencillo y confiable método para estimar la distancia a las cefeidas mas cercanas se logró tener toda la información para utilizar a estas estrellas variables como forma de determinar distancias sin tener que medir ángulos por lo que se alcanzan distancias mayores.


Forma de calcular la distancia usando el ángulo de paralaje (en este caso se designa con la letra alfa).

El descubrimiento de Leavitt permitió darnos cuenta de lo realmente grande que es el universo. Digamos que Leavitt expandió nuestro universo, al pasar el tener el tamaño de la Vía Láctea hasta abarcar todo el grupo local.




viernes, 26 de noviembre de 2010

Delta Cefei

Determinar la distancia a objetos y sistemas en el universo es de las cosas mas importantes y aveces difíciles en astronomía. Sin embargo existen varios métodos para calcular distancias, hoy hablaremos sobre el uso de estrella cefeidas para determinar la distancia a cuerpos celestes tales como galaxias y cúmulos globulares.


Mapa mostrando la posición tri-dimensional de algunas estrellas Cefeidas cercanas al Sol.

En primer lugar consideremos que podemos determinar la distancia a una estrella cercana usando trigonométrica. Este método es técnicamente sencillo pero si deseo tener datos confiables puede llegar a ser muy tardado ya que requiere tomar imágenes del objeto con 6 meses de separación. Los detalles de este método los dejaremos para la siguiente entrada, basta con saber que con la diferencia en la posición de una estrella en un par de imágenes tomadas desde diferentes puntos de la órbita de la Tierra (es decir; fechas) se puede saber su distancia. Pero esto es útil solo para estrellas cercanas que no disten mas de unos pocos cientos de años luz (mayores distancia se han medido, pero el error es ya considerable).

Bien, entonces tenemos un método para conocer la distancia a estrellas relativamente cercanas, pero ¿y que pasa con todas las estrellas a distancia mayores? ¿con las miles de galaxias que se ven en nuestros telescopios? ¿Existe una forma de conocer su distancia también? Afortunadamente se cuenta con tal método. Y este es; el uso de un tipo muy particular de estrella variable, las estrellas Cefeidas, llamadas así por tener una conducta similar a la estrellas delta de la constelación Cefeo (Delta Cefei).

Cuando inició formalmente el estudio de la variación del brillo de delta cefei en 1908 por la celebre astrónoma Henrietta Swan Leavitt (su variación en brillo había sido descubierta por John Goodricke, poco después de que el 10 de Septiembre de 1784 Edward Pigott identificara la que resultaría ser la primer cefeida, la estrella Eta Aquilae) lo primero fue tomar mediciones de su brillo y hacer una gráfica para ver como varía con el tiempo. Lo primero que llamó la atención fue lo regular que era su periodo, es decir el brillo subía y bajaba de forma muy regular, lo segundo que cada una tenía un periodo diferente, es decir, cada cefeida puede tener su propio periodo muy particular, pero todas comparten la característica de que este mismo es muy regular. Aparte, cada una de estas estrellas variables tenía brillos (en astronomía se les llama "magnitudes") máximos y mínimos particulares. Por lo tanto no se encontraba ninguna característica especial de tales astros.


Gráfica de la variación del brillo de la estrella Eta Aquilae, com se ve, el periodo es de un poco mas de 5 días.

No fue hasta que a Leavitt se le ocurrió (en uno de esos momentos "Eureka" de la ciencia) hacer una comparación entre el brillo máximo y el periodo de cada cefeida y descubrió una relación ¡mientras mas largo era su periodo mayor era el brillo máximo! Bien, esto puede parecer muy interesante y de seguro a un astrónomo que estudie estrellas variables le dará motivos para brindar, pero ¿como me ayuda a determinar distancias? Resulta que existe algo llamado Ley del Inverso Cuadrado que no figura en ninguna constitución pero que es muy útil, esta ley dice que si tu selecciones un área A a una distancia X de una fuente de radiación (luz, rayos X, rayos gamma, etc) esférica (como una estrella) y mides la cantidad de dicha radiación que pasa por esa área, verás que al duplicar la distancia a 2X la radiación que pase por la misma área será una cuarta parte de la que pasaba a la distancia X, si triplicas la distancia a 3X solo un noveno de la radiación pasará por esa área. Es decir que la fracción de la radiación que pasa por el área es 1/x² donde X es la distancia. De esta forma se puede calcular la distancia a un objeto conociendo algunos datos, veamos un ejemplo:

Pensemos en un foco que se encuentra a 1 kilómetro, y medimos la cantidad de luz que pasa por una cierta área (por ejemplo el área de nuestra pupila, así nos bastará con ver el foco para tener una medida) si luego vemos un foco de la misma potencia pero lo vemos con un brillo que es una novena parte del primero, podemos concluir que se encuentra 3 veces mas lejos, a 3 kilómetros, por qué 1/3² = 1/9.


Expresión matemática que relaciona el periodo P con el brillo de la estrella cefeida Mv.

Como vemos en este ejemplo se puede calcular la distancia a un objeto midiendo que tanto brilla, PERO (como me gusta poner "peros" en el blog ¿verdad?) se necesita tener una medida previa a una distancia conocida, en el ejemplo sabíamos que el primer foco se encontraba a 1 kilómetro y que ambos focos tienen la misma intensidad. ¿Como se resuelve esto en astronomía y como se relaciona con las estrellas cefeidas? Como vimos hace unos parrafos, Leavitt descubrió que midiendo el periodo de una cefeida se puede conocer su brillo máximo, entonces es solo cuestión de identificar una de estas estrellas, tomarle fotografías para medir su brillo y ver cuanto tarda en repetirse un ciclo, de esta manera sabremos cuál es el brillo real de la estrella en el momento del máximo y también sabremos (por que la vemos por el telescopio) que tan brillante se ve desde la Tierra. ¡Si tan solo estuviéramos una forma de medir el brillo y distancia de alguna cefeida cercana podríamos saber la distancia a cualquiera de ellas! Es como si en el ejemplo que vimos descubriéramos el brillo de ambos focos, solo nos falta saber la distancia del cercano y sabremos la distancia de foco lejano.






Abajo. Henrietta Swan Leavit, quién estudió la variación de las Cefeidas y descubrió la relación con su brillo máximo.
Arriba. Gráfico de la relación descubierta por Leavit.

La forma de determinar esta distancia, la distancia a estrellas cercanas, la veremos en la siguiente entrada, cuando hablemos del método del....



viernes, 15 de octubre de 2010

La cereza del pastel

Es raro que en este blog no se responda directamente una pregunta o se trate algún tema de carácter científico, pero en esta ocasión me gustaría compartirles un punto de vista personal (ok en realidad es de muchos científicos) sobre lo que consideramos el mayor de los triunfos intelectuales humanos.


Einstein contribuyó en gran medida al desarrollo de la mecánica cuántica tomando el papel de de "abogado del diablo" poniendo en duda y cuestionando los planteamientos hechos.

En una antigua entrada (Esto) se hablo sobre como la escritura se puede considerar el mas relevante invento humano. Pero si consideramos las consecuencias de este invento veremos que la escritura cambió radicalmente nuestra forma de pensar y nos dio una habilidad que distinguió nuestra historia de la de cualquier otra especie, adquirimos una historia dominada por la generación, transmisión y evolución de ideas. Esto implica que mientras genéticamente nuestro cambio en los últimos miles de años ha sido casi insignificante nuestro cambio intelectual, la forma en la que vemos el mundo es increíblemente diferente.

Para entender la historia de las ideas y el enorme logro que implica debemos considerar el ambiente en el que evolucionamos y en particular las características física de dicho ambiente. Si tomamos en cuenta que en cualquier animal el cerebro sirve como centro procesador y forma de transferencia de datos entre generaciones, en los mamíferos funcionan adicionalmente como mecanismo que se modifica a si mismo para codificar información nueva del medio inmediato , es decir, aprender cosas nuevas y mas específicamente en el caso de los homínidos para aprender a modificar nuestro ambiente, vemos que el efecto de la escritura, al servir como medio de almacenamiento de información y de esa manera permitir a una generación llegar mas adelante que las anteriores en la búsqueda de conocimiento nos facilitó mucho el esfuerzo por entender la naturaleza. En otras palabras uno de los productos de la escritura fue la ciencia, nuestra herramienta para entender la naturaleza.

Ahora consideremos el efecto del medio ambiente en nuestra forma de pensar. Puede parecer muy obvio, pero es importante tomar en cuenta como vemos la naturaleza para entender el desarrollo de la ciencia. Por ejemplo, una de las partes más importantes de la ciencia por las aplicaciones que tiene, es la mecánica newtoniana, parte de la Física Clásica. En esta disciplina se estudia, explica y predice el movimiento de los cuerpos con un tamaño que van desde una molécula en su extremo inferior a una galaxia en el superior. Este es el rango en el cual vivimos y vivieron nuestros antepasados. Los problemas a los que se enfrento nuestro cerebro conforme evolucionaba adaptándose a los cambios del medio ambiente. Las adaptaciones necesarias fueron; evadir depredadores, localizar fuentes de alimento, encontrar refugio, etc. Así que lo que nos era relevante era, el movimiento de esos depredadores y la localización de las cosas que necesitamos. No es, entonces, sorpresa que la mecánica newtoniana se base en conceptos como la posición, del cual se derivan otros conceptos.


Grupo de científicos que participo en la formulación de la interpretación de Copenhagen, la interpretación moderna de la mecánica cuántica.

En la mecánica clásica, el objetivo principal es entender la conducta dinámica (movimiento) de los cuerpos así como las fuerzas que los afectan. Pero tanto las fuerzas como el movimiento están dominados por la aceleración y velocidad de los cuerpos. Pero la velocidad no es otra cosa que el ritmo de cambio de posición y la aceleración es el ritmo de cambio de la velocidad. Por lo que vemos que todo esta basado en la posición. La mecánica clásica es pues el desarrollo que se esperaría de nosotros. Por supuesto esta rama de la física ha sido un logro increíble que nos ha dejado impresionantes resultados. Pero existe otra rama de la física, otra mecánica, que es muy diferente a la clásica, y es esa ciencia la que consideramos que es el mayor triunfo intelectual humano. Es la mecánica cuántica.

En la mecánica cuántica no existe el concepto que posición. Los objetos cuánticos no tienen una posición, por lo que no tiene ningún sentido hablar de velocidad o aceleración. Los fenómenos que se tratan en la mecánica cuántica son tan foráneos a nuestra experiencia cotidiana que es en realidad entender en el sentido de asimilar lo que esta sucediendo. En una escala donde la naturaleza es tan diferente a nuestra experiencia, donde los "objetos" no tienen posición, ni pueden tener velocidad o aceleración, donde no existe una clara distinción entre masa y energía y donde algo tan pequeño como una molécula es ya algo gigante es imposible para un cerebro que ha evolucionado en un ambiente de física clásica el realmente asimilar lo que sucede. Así que mientras que algo como un juego de billar, que es un ejemplo de actividad en el ambiente clásico, es fácil de imaginar, no podemos decir lo mismo de un sistema cuántico.


Tableta de arcilla con inscripciones cuneiformes. De las primeras manifestaciones de escritura y matemáticas.

El gran logro de la mecánica cuántica es precisamente el darnos una herramienta para entender la naturaleza en una escala completamente foránea a nuestra experiencia cotidiana. Al no ser posible el visualizar los procesos que ocurren, uno se debe basar en las matemáticas, para saber que pasa y como se dan los sucesos. Esto es otro muy importante aspecto de por que las mecánica cuántica es considerado el mayor logro intelectual, no solo es una herramienta para comprender algo que podemos de ninguna manera ver o imaginar (de hecho nos es fisiológicamente imposible) sino que requiere de una habilidad de uso de matemáticas a un nivel que implica lograr una abstracción y disciplina intelectual muy superior a lo necesario en cualquier momento anterior en nuestra historia.


Ecuación de Schrödinger, ecuación fundamental de la mecánica cuántica.

Así es que en resumidas cuentas, consideramos a la mecánica cuántica como el mayor logro intelectual es por que no solo implica poder entender algo completamente ajeno al ambiente en el que evolucionamos, sino que implica ejercer nuestra habilidad de abstracción a niveles inusitados. Y como forma de coronar el logro, lo hemos logrado poner a trabajar con aplicaciones tecnológicas, cada uno de nuestros aparatos electrónicos es una aplicación directa de la mecánica cuántica.


martes, 5 de octubre de 2010

Cuerpo Negro

Uno de los mayores triunfos en la física a sido el desarrollo de la cosmología moderna que tiene su centro en el modelo del Big Bang. Es fácil entender como el desarrollar el modelo del Big Bang es algo muy relevante, vamos, el tener una buena noción del origen del universo no es poca cosa. Pero existe una pequeña e impresionante historia de triunfo de la física del siglo XX (una de miles en la historia de la ciencia), la historia del descubrimiento de la radiación cósmica de fondo. Pero para entender lo importante de este suceso, veamos primero lo que el la radiación de cuerpo negro.



Ley de Wien (arriba), y gráficas de la distribución de energía (abajo) predichas por esta ecuación. Como se ve, mientras mas caliente (la "K" es de grados Kelvin, una medida de temperatura muy usada en física, 0 °C son 273 °K) mayor es la intensidad de la radiación y menor la longitud de onda (es el número del eje horizontal), es decir mas hacia el azul.


En 1862 Gustav Kirchhoff postuló un modelo matemático de un cuerpo que absorbe por completo cualquier radiación que incida sobre él. A grandes rasgos, esto es el modelo del cuerpo negro. Imaginen un cuerpo, un objeto tal que absorba la totalidad de cuanta luz, ondas de radio, infrarrojo, ultravioleta, rayos X, rayos Gama, etc caiga en su superficie. A este cuerpo le llamamos "negro" por el hecho de no reflejar nada de radiación, pero sin embargo al absorber tanta energía se calentará y emitirá radiación debido a esa temperatura alcanzada. La forma en la que dicha radiación, es decir, que tanta y de que tipo es emitida fue algo que no se entendió bien hasta el desarrollo de la mecánica cuántica y en particular el trabajo de Plank, ya entrado el siglo XX. Pero es de particular utilidad un resultado relacionado y que se obtiene de la teoría de cuerpo negro; la ley de desplazamiento de Wien, la que nos dice de que longitud de onda será el pico de intensidad de la radiación que emite un cuerpo a una temperatura dada. Si recuerdan el espectro electromagnético se divide en regiones según la longitud de onda, un rango para la "luz visible", seguido de un lado del infrarrojo y del otro por el ultravioleta y así continúa hasta llegar en el extremo de las ondas mas largas a la región de radio y el extremos de las mas cortas a los rayos Gama.

Así que con la Ley de Wien, puedo saber de que longitud de ondas será algún objeto que yo caliente (asumiendo que se porte como cuerpo negro) o de la misma forma puedo medir su radiación (luz) y con la misma ley determinar cuál es su temperatura (¿nunca se preguntaron como se sabía en astronomía la temperatura de las estrellas y otros cuerpos? con la ley de Wien). Así que si a una estrella la observo de forma que pueda determinar en que longitud de onda emite mas luz (tomando el espectro o fotografías en ccd con filtros adecuados), podré determinar su temperatura. Esto es obviamente muy útil en astronomía estelar, pero regresemos al Big Bang.


Diagrama HR, es una forma de acomodar las estrellas según su temperatura, color y brillo, es un ejemplo del uso del Modelo del Cuerpo Negro en Astronomía.

Resulta que una de las cosas que mas trabajo cuesta a los científicos, cuando desarrollan una teoría o modelo es el encontrar una forma de hacer un experimento (o en el caso de la astronomía, una observación) que lo pruebe o refute. Cuando se desarrollo el modelo del Big Bang lo mas obvio a buscar fue el calor residual de tan violento evento. Es decir, según los cálculos hechos, el calor del Big Bang debería percibirse aun en nuestros días. Si bien esto sucedió hace mucho tiempo (aproximadamente 13 mil millones de años)aunque ya considerablemente frío. Para entender esto, imaginen que se presenta un evento violento, digamos al explosión de un cartucho de dinamita(niños, no simulen el Big Bang en casa), momentos después de la explosión los restos del cartucho estarán aún tibios. Y ya que el Big Bang sucedió en TODO el universo ese calor debe de sentirse en cualquier dirección. Calcularon a que temperatura se vería ahora el residuo del Big Bang y resulto que son casi 3° K (grados Kelvin) y usando la ley de Wien (el universo se comporta como un cuerpo negro) vieron que la temperatura correspondía a la zona de microondas del espectro. Cuando en 1965 Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson exploraron el cielo con una antena adecuada, encontraron esa radiación de fondo (y se ganaron el premio Novel por ello). De aquí el nombre de Radiación Cósmica de Fondo a ese fondo de microondas que permea el espacio en todas direcciones.


Distribución de la Radiación Cósmica de Fondo, es decir el calor del Big Bang, tomado por el satélite COBE, es similar a la primer gráfica, pero con T=3K.

Así que tenemos que el modelo del cuerpo negro es muy importante y útil en la física y en el caso de nuestro entendimiento del origen del universo fue una herramienta fundamental.

domingo, 3 de octubre de 2010

Familia lejana

Una pregunta que es común cuando se estudia paleontología y la forma en la que unas especies evolucionaron de otras es ¿cuando se considera que un grupo de animales es una nueva especie? Recuerdo cuando cuando me enfrente a esta pregunta de niño, ante un libro sobre dinosaurios, me intrigaba la enorme variedad de seres y como unas especies podian ser tan diferentes de otras. Pero lo que mas me llamó la atención fue saber que todos tenían ancestros en común.

La aparición de una especie a partir de otra es la clave para entender algunos aspectos importantes de la historia, por ejemplo, la relación entre Homo Sapiens Sapiens y Homo Sapiens Neanderthalis, siendo este un caso de dos especies que evolucionan del mismo ancestro directo extinto, o el tema de la reciente entrada en este blog sobre los peces que viven en cuevas. Tenemos aquí dos casos, uno en el cual la especie progenitora se extingue dejando lugar a la nueva especie o cuando ambas coexisten, como en el caso de los peces que viven en cuevas al mismo tiempo que la especie de la cual evolucionaron habitan aguas superficiales.

En cada uno de estos escenarios sucede lo mismo, una especie muta hasta que se le puede considerar como otra especie diferente. Pero la pregunta persiste ¿en que momento un conjunto de seres A que desciende del conjunto B se clasifica como una especie aparte? Tenemos dos bases para responder. primero la definición de especie y segundo el modelo de "equilibrio puntual" de Gould.

Ejemplo de los peces de los que hablamos hace poco, una especie de peces que habita la superficie (arriba) y otra que descendió de ella y habita en cuevas (abajo).

La definición de especie dice que un conjunto de seres A es una especie si se cumple que entre dos seres cualesquiera (asumiendo sean del sexo apuesto y válido solo para especies sexuadas) se pueden reproducir generando descendientes fértiles que a su vez se pueden reproducir dentro del conjunto A. Por lo que la especie se define por su habilidad de reproducción. Mientras que el paleontólogo Stephen Jay Gould, al estudiar la forma en la que las especies evolucionan se topó con la misma pregunta y la respondió al definir dos aspectos de cada especie; conducta y morfología. Bajo este esquema, una especie se define como el conjunto de seres que comparten una misma morfología y conducta (dejando libertada para las ligeras variaciones individuales). Vale la pena tomar un momento para ver que las razas son entonces consideradas como ligeras variaciones dentro de la especie, y que dos especies puede tener la misma morfología pero ser consideradas diferentes al tener conductas bases diferentes.

Entonces tenemos que una especie nueva será declarada cuando el grupo de seres haya acumulado suficientes diferencias como para no poder reproducirse dentro del grupo anterior y/o como para tener una combinación morfología-conducta diferente. Por lo tanto, si un grupo dado va a cumulando mutaciones y estas se traducen a diferencias, en el momento en que se llegue a cierto umbral que estará en función de la diferencia dada, será considerado una especie nueva. Claro que también debemos considerar que dentro de una especie siempre se dan mutaciones entre una generación y otra, pero estas tienden a desaparecer o propagarse rápidamente por lo que no implican diferencias para un grupo ya que todos las adquieren en poco tiempo. En el caso de los peces de las cuevas, el grupo anterior no desapareció, sino que siguió viviendo en su ambiente (las aguas superficiales) como lo había hecho siempre pero un subconjunto del grupo se separó y colonizó un nuevo territorio (las cuevas) y al estar aislados, no se podía dar el proceso de homogeneización genética por lo que las diferencias se fueron acumulando y eventualmente se llegó a las condiciones para declarar a ese grupo otra especie. Esto es en lo referente a la separación espacial de un grupo, pero ¿que pasa con la separación temporal como en el caso de los dinosaurios y sus ancestros? En este caso se trata de dejar al grupo entero interactuando, pero las diferencias se acumulan y distribuyen por todo el grupo, con el tiempo se acumulan hasta que se llega a tener una generación que ya es genéticamente muy diferente a una antecesora.


Esquema del equilibrio puntual.

Así que saber cuando un grupo se debe considerar una nueva especie es relativamente sencillo, lo interesante es averiguar los detalles sobre los mecanismos que causan y seleccionan estas variaciones.


viernes, 1 de octubre de 2010

La variedad de esta noche

En el cielo se pueden ver una gran cantidad de galaxias, nebulosas, cúmulos, etc. y existen muchos tipos y subtipos de cada uno de estos. Y con tales cantidades, es imposible generar nombres propios para cada uno de ellos, se pueden encontrar cientos de millones de galaxias en la constelación de Andrómeda, no a todas las llamaremos "Galaxia de Andrómeda". De aquí que en astronomía se utilizan los catálogos para tener nombres para cada objeto relevante. El mejor conocido de todos es el catálogo Messier, creado por el astrónomo francés Charles Messier. Este catálogo es muy usado por los aficionados a la astronomía por consistir en objetos relativamente brillantes y fáciles de ver desde el hemisferio norte (Messier observaba desde París). Pero ¿que pasas con los objetos brillantes que no se pueden ver desde París pero si desde otros lugares mas al sur?



A mediados de los 90's el famoso divulgador de la astronomía británico Sir Patrick Caldwell-Moore (mas conocido como Patrick Moore) publicó un catalogo de cuerpos celestes con objetos que se encontraban en los catálogos Messier y NGC. La publicación de dicho catálogo generó una serie de reacciones apasionadas a favor y en contra. Mientras que muchos aficionados a la astronomía criticaron a Moore por andarle poniendo nombres adicionales a sus amados objetos Messier (lo que para muchos amantes de los Ms es casi una blasfemia) otros se limitaron a decir que era una linda colección de objetos sin razón aparente. Pero la pregunta que uno debe hacerse es: ¿de que sirve el catalogo Caldwell? Para objetos de cielo profundo ya esta e NGC, para uso profesional tenemos el SDSS y similares, mientras que para uso de aficionados el Messier ha funcionado bien............a medias, ya que, como se mencionó, este catálogo es de objetos visibles desde París y los observadores del hemisferio sur no pueden ver muchos de ellos. Otro aspecto es que el catálogo Messier fue creado como auxiliar en la búsqueda de cometas, por lo que se incluyó todo lo que cumplía el criterio de parecerse a un cometa (para saber que NO era un cometa) y en esos tiempos, las galaxias y nebulosas se veían como cometas.

La razón de ser del catálogo Caldwell es esa, la de servir como un muestrario de cuerpos celestes. Tiene tantos objetos en el hemisferio norte como en el sur y es mas variado que el Messier mientras que tiene una cantidad similar de objetos (109 para el Caldwell y 110 para el Messier). Así que mas que un ataque de megalomanía, la creación del catálogo Caldwell fue una buena idea para hacer divulgación y para disfrutar de una variedad de objetos celestes. Así que para los habitantes de latitudes muy al sur, que difícilmente obtendrán buenas imágenes de las galaxias M100 o M98, disponen de C101 o C77.



Galaxias C97 (arriba) y C101 (abajo), dos de los objetos fáciles de ver en el

Abajo pueden encontrar la imagen descargable del mapa celeste de los objetos Caldwell. Para los aficionados a la astronomía les recomendaría observar cada objeto disponible desde su latitud. Inclusive para aquellos que habiten en el hemisferio norte, ya que este catálogo incluyo objetos adicionales a los Messier y es una buena fuente de variedad celeste.



jueves, 30 de septiembre de 2010

De aventón

Como ya saben, viajar de aventón, rait o autostop (según de donde sea el lector) es viajar gratuitamente en algún vehículo conducido por alguien mas y con permiso de la persona encargada. Por lo general se hace recorriendo el segmento del viaje que se comparte entre nuestra ruta y la de quien nos de rait. Esto viene a que no solo las personas pueden viajar de rait, parece ser que algunos los genes y las características de los seres vivos también lo hacen.


Pavoreal, su cola es un muy claro ejemplo de una característica no ventajosa expresada por sus genes. (Imagen de Manuel González)

Esta idea, de características viajando de una generación a otra de rait es una propuesta para explicar la existencia de características no deseables en las especies. Cosas como la muy vistosa cola de los pavoreales machos que representan una clara desventaja en un ambiente donde podría haber depredadores. Si eres de una especie que sueles ser presa, como los pavoreales, lo ultimo que quieres es un enorme anuncio indicando donde estas a todos los depredadores a la redonda.

La existencia de este tipo de características es algo que claramente aparenta estar en contra de la lógica de la selección natural. Es decir, si la fuerza impulsora de la evolución, la selección natural, va eliminando los seres con características indeseables y por lo tanto menos propensos a sobrevivir y reproducirse, como es que se "escapan" características que son claros defectos. Una forma de explicarlo es por medio del "argumento de merito", pero este nunca ha sido muy fuerte ni convincente.


Durante el periodo Cámbrico, cuando aparecen la mayoría de los grupos de animales modernos cada nueva especie fue un experimento natural, millones de genomas diferentes con trillones de genes dieron lugar a una increíble biodiversidad, sin una dirección preferente la evolución generó una enorme cantidad de formas y funciones.

Pero consideren la posibilidad de que algunos genes de pasen de generación en generación pegados a otros genes realmente útiles. Para empezar tomen en cuenta que un gen puede afectar varios lugares del organismo de diversas maneras, y que la forma en la actúa un gene depende de muchos factores, no solo su estructura interna. Factores como, por ejemplo el numero de veces que se repite, su posición con respecto a otros genes, etc. todo esto afecta la expresión final del gen. Así que imagnen a un grupo de genes que expresan una considerable mejora en un organo dado, pero, implican una alteración en otro, si sucede que la ventaja implicada por la mejora del primer órgano es superior a la potencial perdida causada por la alteración del segundo, entonces el efecto neto seria beneficioso.

De esta manera podemos tener pavoreales con una muy vistosa cola que los hace fáciles de cazar pero que los torna mas atractivos para las hembras, lo que es una clara ventaja (aunque recuerden la frase celebre de Hobbes: ¿De que sirve impresionarlas y después morir?*). O en los humanos puede explicar la existencia de algunas desventajas, tales como los ojos claros (azules o verdes) que son mas frágiles en la luz y propensos a los problemas pero que son consecuencia de los genes que impiden la producción de pigmento en la piel, lo cual ayuda a economizar recursos en ambientes con poco sol (claro, con los niveles de radiación ultravioleta actuales, esta característica es contraproducente).

Así que teneos por una parte a la selección natural actuando para filtrar las características de los seres vivos para dejar las mas ventajosas, pero los mismos genes que las portan no necesariamente tienen expresiones limpias, sino que influyen en una variedad de aspectos morfológicos y metabólicos que pueden dar lugar a características no favorables. Pero a fin de cuentas sigue siendo la selección natural la que decide al tomar en cuanta el efecto neto de las alteraciones producidas.

Esto explica tanto los ojos claros en los humanos como las colas en los pavoreales y también implica que la selección natural no genera ni tiende a generar seres "perfectos". La selección natural simplemente lleva a sobrevivir temporalmente, no conduce a la "pureza de forma" en ningún sentido ni a una funcionalidad optima. Siempre que un organismo sobrevivia para reproducirse y que otra generación lleve sus genes estará entre las especies que se preservan. Piensen que podría existir alguna variante en el genóma de los pavoreales que los lleve a sobrevivir sin la necesidad de la vistosa cola, lo cuál sería mas eficiente, pero la naturaleza no funciona así, basta con pasar los genes, sin importar si una forma es o no optima. El ver a la evolución como un "camino a la perfección" es una tendencia humana, cuando en realidad lo que hace la evolución es dar la oportunidad de vivir un día mas.






* Es el Hobbes, de "Calvin y Hobbes" de Bill Watterson al explicar el por que los tigres optan por subirse a un árbol en lugar de enfrentarse a un rinoceronte, no confundir con el filósofo Thomas Hobbes autor de Leviatan ya que no sé si alguna ves se subió a un árbol o cuales habrán sido sus razones para hacerlo.

lunes, 27 de septiembre de 2010

Paseo por el cielo de Octubre

Para aquellos que disponen de unos binoculares o telescopio aunque sea pequeño, he aquí una pequeña guía de los objetos que se pueden encontrar en el cielo de Octubre. Estas guías están pensadas para observadores que están iniciando en la astronomía pero tienen ya algunos conceptos básicos, asumiré que tiene cielos suburbanos que disponen de instrumentación portátil y algún lugar relativamente oscuro para observar (patio de la casa, algún sector del parque, etc). En particular los mapas son del cielo visto desde Hermosillo, Sonora (coordenadas 110 O 29 N, mas exactamente es la vista desde el domo Observatorio Solar Carl Sagan de la Universidad de Sonora) entre las 8:30 y 9:00 pm, pero bien puede usarse en cualquier lugar del norte de México y sur de Estados Unidos así como cualquier región cercana a los 29° Norte de Latitud, basta con utilizarlos a la misma hora en tiempo local. Es decir, se pude usar en el norte de África, norte de la India y el sur de China, siempre entre las 8:30 y 9:00 pm . Para usarlos mas tarde basta con considerar que todo el cielo deberá desplazarse hacia el Oeste 15° cada hora.

Comencemos con el cielo al sur-oeste. En primer lugar hemos de localizar las constelaciones de Sagitario y Escorpión. Como saben, nuestra galaxia, la Vía Láctea es visible en cualquier época del año como una banda de luz, una región alargada de recorre todo el cielo, pero en al dirección de estas constelaciones se donde se hace mas anche y brillante ya que es la dirección del centro de la galaxia y se ve el núcleo en lugar de solo el disco. Toda esta región del cielo es muy interesante y una buena zona para usar binoculares y telescopios pequeños ya que proveen campos de visión muy amplios y uno puede apreciar una gran cantidad de estructuras brillantes. En la siguiente imagen se puede apreciar esta región del cielo donde en esta época tenemos a Ceres.



Si nos acercamos a la región sobre Sagitario veremos que encontramos muchos ejemplos de nebulosidad, en particular tenemos la nebulosa de la Laguna y la Trifida.



Explorando un poco mas alto en el cielo tenemos las nebulosas del Aguila y la Omega.



Volteando hacia el sur-este. veremos un par de estrellas muy brillantes, son Fomalhaut y el planeta Júpiter. si cuentan con telescopio pueden intentar localizar los planetas de Urano y Neptuno. Mientras que con unos binoculares, se pueden apreciar el brillante Júpiter y si tienen suficiente cuidado y buen pulso notarán algunos de talles de su superficie dividida en bandas y sus lunas, los cuatro satélites Galileanos.



Ahora, ya que terminen con los planetas, giren a su izquierda hasta ver el noreste. En esta región podrán encontrar a la constelación de Cassiopeia que sirve de marcador para encontrar la constelación de Andrómeda. en la constelación de Andrómeda se encuentra la galaxia del mismo nombre (también llamada M31). Esta galaxia, se puede ver como una nubecita o borroncito claro en el cielo. Este es el objeto mas lejano visible a simple vista (mas de dos millones de años luz) y es fácil de encontrar con binoculares, pueden usar las dos imágenes inferiores para encontrar M31.




Ahora, volteando hacia el cenit (el punto directamente arriba) tenemos la imagen que se ve a continuación y en la que se puede ver la constelación de Hercules, pueden usar la imagen siguiente para encontrar el cúmulo de Hercules en esta contelación.




Como sugerencia, también pueden buscar el cometa 103P/Hartley, usen el mapa inferior para localizarlo encontrando suposición dependiendo en al fecha, noten que pueden usar la constelación de Cassiopeia como referencia, en teoría el cometa se podría ver ya con binoculares, pero requiere algo de paciencia localizarlo.



jueves, 23 de septiembre de 2010

Sobre pecesitos

Dentro de las cuevas existen toda clase de animales que se han adaptado muy bien a dicho ambiente, entre ellos se pueden encontrar peces, en particular hablemos de los Tetra Mexicanos (Astyanax Mexicanus). Los cuales son unos peces que se pueden encontrar de sur a norte de nuestro país y el sur de Estados Unidos.


Astyanax Mexicanus en su ambiente natural, ríos que corren en cuevas, donde nunca llega la luz del Sol.

Como casi todos los animales que pasan sus días en cuevas, estos peces se han adaptado a la oscuridad con una serie de modificaciones genéticas tales como la perdida de la visión y la falta de pigmentación. Estas dos adaptaciones son bastante coherentes ya que en ausencia de luz, no se necesitan ojos ni colores, ya que los primeros son inútiles y los segundos irrelevantes. Lo interesante de esos animalitos es que a diferencia de las aproximadamente 80 especies de peces que se han adaptado a vivir en cuevas en todo el mundo y cuyos parientes (todos han evolucionado de peces que viven en la superficie) están ahora extintos, los parientes de los tetras mexicanos que viven en la superficie aun existen. Esto permite estudiar que modificaciones sufrieron para lograr vivir en ambientes tan diferentes.


Variante del mismo pez que vive en ríos en la superficie.

Como pueden ver en las imágenes, la estructura anatómica de los peces es prácticamente igual. Y la perdida de la visión y falta de pigmentación es causada por la no-activación de genes responsables de tales propiedades. Pero bueno, el que no se activen genes es una de las adaptaciones mas fáciles, es incluso muy económica para el organismo en términos de energía y por lo general la selección natural debe mantener una presión para que sobrevivan los seres con los genes en cuestión activos. Por ejemplo, se necesitan recursos en materiales y energía para tener ojos, peor el no tenerlos causará que las probabilidades de supervivencia de un ser se reduzcan mucho, si es que depende de ellos para encontrar comida y evadir depredadores, por lo que solo quedarán seres con ojos, y los genes que los forman, activos. Pero en la cueva donde no llega luz, y por lo tanto tener o no ojos es irrelevante (o colores, ya que nadie te verá) el tener genes que formen ojos será una desventaja ya que estas dedicando recursos a formar un órgano que sirve para nada.


Comparación entre ambas especies, la superficial, arriba, y la habitante de cuevas, abajo.

Pero entonces ¿como encuentran comida estos animales? Resulta que los peces tienen un órgano llamado Linea Lateral y que corre a lo largo de los costados del pez y le ayuda a percibir la vibración de un objeto en el agua. En casi todas las especies, el estimular este órgano lleva que el pez ponga atención en la dirección de la vibración, pero en el caso de los nuestros acuáticos amiguitos de las cuevas, lleva a que aceleren a la fuente de la perturbación y la muerdan. Claro, para un pez en la superficie, esta conducta puede ser potencialmente mortal, ya que si bien puede ser que lo que vibre sea alimento también puede ser un depredador, y en las superficie suele estar lleno de ellos. Pero en la cueva prácticamente todo lo que se mueva es comida por lo que seguir la política de "morder primero y preguntar después" puede llevarte a ganar el mejor asiento en la mesa de la cena.

Así que el cambio de vivir en la superficie, con mucha luz y muchos depredadores a vivir en cuevas, sin luz y casi sin depredadores se puede resolver con adaptaciones que son, las unas de tendencia natural y que resultan económicas y las otras, sobre un órgano que el pez ya tiene. estos peces, los Astyanax Mexicanus están entre los animales mas estudiados por los científicos para aprender sobre el funcionamiento de la evolución y en general sobre la conducta de los genes. Incluso se les esta estudiando para entender como enfermedades que afectan al vista en humanos actúan y que papel tienen los genes en ellas. La lección es: importantes adaptaciones evolutivas se pueden lograr con cambios muy sencillos en los genes.


domingo, 19 de septiembre de 2010

Lo claro de la materia oscura

Entre los muchos cambios que sucedieron en el renacimiento está el inicio del uso de las matemáticas para describir la naturaleza. Las tendencias y cambios del mundo natural has sido, desde entonces, expresados en términos matemáticos, lo cual ha permitido entenderlos a mucho mayor profundidad. Esto llevó a considerables logros, entre ellos la explicación y predicción de fenómenos naturales, lo que constituye uno de los principales triunfos del renacimiento.


El sistema binario Sirio, sirio A es la estrella principal, la brillante a la izquierda y Sirio B su pequeña compañera. Este es un ejemplo de sistema donde se puede saber la masa de un cuerpo sabiendo la del otro y el tiempo que tarda en orbitarlo.

Entre otras cosas, la astronomía se benefició de la combinación de leyes de Newton y Kepler para lograr una serie de herramientas muy fuertes con las que se pueden hacer un sin fin de cosas interesantes, como por ejemplo calcular la masa de un objeto orbitante conociendo la masa del objeto orbitado y el periodo de la órbita (cuanto tiempo tarda el orbitante en dar una órbita entera). Por ejemplo, si se determina la masa de una estrellas, lo cual se puede hacer en base a su brillo y distancia, y se sabe que algún planeta tarda, digamos 2 años en completar una órbita en torno a ella, entonces podríamos saber la masa del planeta. Determinar la duración de la órbita de un cuerpo es muy sencillo, basta con estarlo observando y medir el tiempo que le toma regresar a su lugar de origen.


Gráfica de la órbita aparente (proyección de la órbita en el cielo) de sirio B con respecto a sirio A. La posición de la pequeña estrella se ve en cada fecha y de esta manera se puede calcular la masa.

Con esta herramienta, los astrónomos fueron calculando masas por todo el universo con gran éxito, en algunas ocasiones corroborando los resultados con otro métodos y esto demostraba la utilidad y veracidad del uso combinado de las leyes de Newton y Kepler. Por supuesto, se necesitaban de métodos alternos para medir la masa y así se desarrollaron, métodos para determinar masas de estrellas, de nebulosas, de galaxias, etc. En particular nos interesan los métodos para medir la masas de galaxias.


Ecuación, producto de Newton y Kepler que involucra a la distancia media orbital (a) el periodo de la órbita (P) y las masas (M1 y M2), conociendo tres de estos cuatro datos se puede obtener el restante. G es la constante gravitacional.

La masa de una galaxia no es fácil de determinar por una razón muy sencilla, lo que ves de la galaxia, son las estrellas y parte de las nebulosas, pero no los planetas, cometas, asteroides, ni prácticamente todo el gas y polvo que contiene. Entones ¿como determinar la masa de la galaxias si solo ves una parte de ella? La solución fue hacer un censo en nuestra galaxia, es decir, ver el espacio cercano y medir cuantos kilos (o gramos mas bien) de cometas, planetas, polvo, gas, asteroides, lunas, etc etc hay en promedio por cada tonelada de estrella, de esta manera, al ver cuantas estrellas y de que masa contiene una galaxia lejana, se puede determinar cuantos gramos debemos sumarle para considerar los planetas, cometas y demás cosas que no emiten luz y que no estamos viendo. Este tipo de consideraciones es perfectamente válido, por que al tomar promedios y estadísticas lo mas amplias posibles, se elimina cualquier consideración que se ha de tener por tratar casos particulares, es decir, al composición en la vecindad de nuestra estrella puede ser única, pero al promediarla con la de muchas estrellas mas nos cercamos a valores aplicables a la "estrella promedio". Ahora, esto serviría también para estimar la masa en un sector de una galaxia, por ejemplo, en los 10,000 años luz mas centrales en el disco, o los 20,000 de mas adentro. Esto se haría tomando en cuanta la luz de las estrellas encerradas por esas 10,000 o 20,000 años luz. Pero de igual manera se podrían considerar estrellas justo a esa distancia y ver cuanto tardan en dar una órbita, o lo que es lo mismo, medir su velocidad. Y aquí es donde las cosas salieron mal. La masa estimada por un método era diferente a la masa estimada por el otro.

Resultó que la masa calculada usando las leyes de Newton y Kepler era superior a la estimada considerando a luz de las estrellas en la galaxia. Es decir, las estrellas se movían tan rápido en sus órbitas que deberían de salir volando lejos de la galaxia. Y esto se repitió no solo en la Vía Láctea sino en cuanta galaxia se midió. Por lo tanto, no podía ser que TODAS las galaxias se estuvieran despedazando con sus estrellas escapando, o ya no habría galaxias, lo que dejó solo una explicación posible; existe materia que estamos tomando en cuenta, lo que implicaría una fuerza de gravedad mayor y así las estrellas podrían ir en sus órbitas a esas velocidades sin escaparse de la galaxia. Es decir, sería como si alguien desde muy lejos midiera la masa del sistema solar considerando el movimiento de Plutón y aparte usando el brillo del Sol, y viera que Plutón orbita tan rápido que esta forzado a concluir que no basta con la gravedad de la masa del Sol para evitar que Plutón escape y que por lo tanto debe de existir mas masa que no se ve. Esta masa que no se ve en las galaxias y que evita que las estrellas salgan volando es la materia oscura. Materia por que ejerce gravedad y oscura por que no emite luz.


Discrepancia entre las velocidades orbitales que deberían tener las estrellas según la masa estimada de la galaxia (A) y la medida (B).

Así que la gran pregunta es ¿Que es la materia oscura? sabemos que es una fracción muy importante de la materia total del universo, de hecho existe mas materia oscura que normal. Pero ya se consideraron, planetas (de hecho se les dio un porcentaje mayor al descubrirse todos los nuevos planetas extrasolares). cometas, asteroides y cuanto objeto se puedan imaginar. Sin embargo aun se ve esa diferencia en las mediciones.


Mapa de las regiones ricas en materia oscura en un sector del universo cercano, sabemos donde está y cuanta existe, no sabemos que és.

Hasta el momento, la naturaleza de la materia oscura sigue siendo un misterio y unos de los principales problemas aun por resolver en la física.



jueves, 16 de septiembre de 2010

Receta para una galaxia

Es común encontrar, en el núcleo de las galaxias, hoyos negros super-masivos, es decir hoyos negros de cientos, miles e inclusive millones de masas solares. Estos hoyos negros juegan un papel importante en el nacimiento de las galaxias, pero los detalles han estado ocultos y han sido materia de debate durante décadas.


Resultados de la simulación de Kazantzidis, se ve la colisión de dos galaxias espirales y la galaxia mayor que resulta.

Ahora, una nueva simulación da indicios sobre el papel de los hoyos negros super-masivos y la materia oscura en la primeras etapas del universo. El trabajo de simulación computacional del astrónomo Stelios Kazantzidis y algunos colegas de la universidad de Ohio consistió en alimentar en un programa de computadora una enorme masas de gas y someterlo a las condiciones similares a las encontradas en el universo primitivo. Los resultados fueron muy llamativos en lo que se refiere a los procesos de acresión, es decir, el proceso por el cuál el gas se condensa y forma estrellas, galaxias, etc. Durante mas de veinte años se asumía un proceso de acresión jerarquizada donde pequeños fragmentos de las enormes nubes de gas se acretaban para formar estructuras pequeñas, las cuales a su ves iban formando estructuras mas grandes. Así, se formarían primero algunas estrellas, las cuales formarían grupos reducidos y luego estos se unirían para formar galaxias que crecían continuamente. En cuanto a los hoyos negros en su centro se asumía algo similar. Se pensaba que al fusionarse dos galaxias, sus centros colacionarían entrando en orbitas muy cerradas y que irían colapsándose lentamente hasta que los dos hoyos negros choquen entre sí y se fusionen en uno solo mayor. De esta manera al ir canibalizando galaxias, el hoyo negro de una galaxias iría creciendo.


M100, ejemplo de galaxia gigante (Elíptica) con un hoyo negro super-masivo en el núcleo.

Pero los resultados de las simulaciones fueron diferentes. Según los resultados obtenidos, grandes nubes iniciaron el colapso para formar grandes galaxias, dentro de las cuales, segmentos pequeños se fueron acretando después. Mientras que los hoyos negros en los núcleos supermasivos tienen una historia similar al aparecer rápidamente en las etapas tempranas del universo. Así que estos resultados apuntan a una época de formación de grandes hoyos negros y enormes galaxias, pero esto tiene otras consecuencias. De acuerdo con Kazantzidis la evidencia apunta a que la materia oscura si se acreta primero en fragmentos pequeños y luego los grandes, mientras que la materia ordinaria lo hace de forma inversa, tal como se ve en las simulaciones.

Esto a punta a una pista mas en el intento por identificar la materia oscura, uno de los mayores misterios científicos de hoy. De la materia oscura no sabemos mucho, no sabemos que es, pero sabemos donde está, sabemos cuanta es y ahora sabemos que las agrupaciones de la misma se comportan diferente ala materia ordinaria a la hora de acretarse.

En la siguiente entrada hablaremos un poco mas de la materia oscura.

domingo, 12 de septiembre de 2010

Recomendación de Observación conjunción de Jupiter y Urano

Estos días son una buena época para observar los planetas Júpiter y Urano, ya que se encuentran muy cercanos. Mientras que Júpiter es un planeta muy brillante y fácil de identificar, es raro que se pueda encontrar Urano sin la ayuda de medios electrónicos o ya con mucha experiencia en observación.


Imagen de Júpiter mostrando los detalles de su atmósfera.

Para poder observar Urano, empecemos localizando a Júpiter, este planeta se ve fácilmente al sur-este al anochecer, se recomienda esperar a las 9 o 10 pm para tener a Júpiter ya a una altura adecuada y lograr una buena imágen, recuerden que es necesario que el objeto a observar este lo mas lejos posible del horizonte para reducir la perturbación causada por la atmósfera.


Urano, en la imagen se ha exagerado la exposición para mostrar sus tenues anillos y detalles atmosféricos.

Una vez se encuentre Júpiter vale la pena detenerse un rato. Si están utilizando binoculares, podrán ver los satélites Galileanos en torno al planeta, con un telescopio ya se podrían apreciar algunos detalles en la superficie del planeta, en particular las bandas de nubes. En caso de que tengan una cámara fotográfica que se pueda adaptar al telescopio (un CCD astronómico sería lo ideal, pero cualquier cámara electrónica estaría bien) podrían tomarle fotografías con relativa facilidad ya que es un cuerpo bastante brillante.


Comparación de tamaño entre Urano y la Tierra.

En caso de desear continuar a Urano y su sistema de satélites puede utilizar el mapa inferior para encontrarlo a partir de Júpiter. Urano es un planeta mas lejano y pequeño, por lo que lo vemos brillar menos y es por lo tanto mas difícil de encontrar, mientras que es posible verlo a simple vista con condiciones bastante buenas y por lo tanto difíciles de obtener, se suele necesitar de instrumentación, como mínimo unos binoculares de la menos 50 mm y cielos oscuros.



Recuerden que es raro tener a ambos planetas en esta posición por lo que les recomendaría fotografiar el evento de ser posible.


miércoles, 8 de septiembre de 2010

Cuando menos es mas

Entre el equipo de cada aficionado a la astronomía se suele encontrar y en muchos casos son el primer instrumento que se adquiere, me refiero a los binoculares. Inclusive entre aquellos que ya nos dedicamos a la astronomía de forma profesional nunca faltan, es raro encontrar algún astrónomo observacional que no tenga unos en la cajuela de su carro o en el escritorio de su oficina (tengo unos 12-25x70 en la mesa de noche). Esto es por que por mas grande que sean nuestros telescopios o sensibles nuestras cámaras la vista del cielo por unos binoculares es inigualable con otros instrumentos. Por lo general los binoculares son vistos por los aficionados principiantes como instrumentos inferiores que se usan mientras se consigue un telescopio. Pero veamos las bases de los binoculares para explicar su valor como instrumentos de observación.


Ejemplo de binoculares, unos 12x70, la coloración rojiza de los lentes se debe a las cubiertas de la óptica que mejoran el desempeño.

En primer lugar, los binoculares son, como ya sabrán un par de pequeños telescopios unidos de forma que permiten usar ambos ojos para observar, muchos utilizan un prisma para recortar la longitud de deberían de tener y ser así mas fáciles de cargar. Los mas confuso suelen ser los números que indican sus características, como 12x50, 8x30 o 20x70. Estos son los valores de las dos características mas relevantes en unos binoculares, la amplificación y el diámetro.

La amplificación se mide en "x" es decir "veces que se ve mas grande", así 2x implica que algo se ve del doble del tamaño con que se vería a simple vista 15x son 15 veces mas grande, etc etc. Ahora, una gran amplificación no necesariamente es buena, por lo general unos 12x es mas que suficiente, sin embargo por consideraciones de diseño los mas grandes implican mayor magnificación.

Por otro lado, el segundo número, el que va después de la "x", indica el diámetro de los lentes de entrada (llamados "objetivo") medido en milímetros. Así el 50 son 5 cm, 70 son 7 cm y 100 implican 10 cm. Al igual que en los telescopios, mientras mayor el diámetro, mas luz entra en el sistema óptico y en consecuencia mas brillantes son las cosas. Es decir, en unos binoculares "70" algún objeto se ve mas brillante que en unos "50", en los "100" es mas brillante que en los "70", etc.

De esta forma vemos que unos anunciados como 12x70 son binoculares que amplifican las cosas 12 veces y que tienen un diámetro de 7 cm. Pensarán ahora que lo mejor sería tener el menor valor en el primer número y el mayor en el segundo, por ejemplo, 8x120. bueno sin duda lo sería, pero como mencioné, consideraciones de diseño impiden esto. Para entenderlo veamos lo que es la aberración cromática.

Esta aberración es un efecto producido en los lentes debido a que no curvan todos los colores de la luz de la misma manera. Es decir el azul y el rojo, por ejemplo, se curvan en ángulos diferentes por lo que los diferentes colores de la luz de los objetos se enfocan en puntos diferentes lo que genera una imagen no muy clara. Esto se puede reducir usando sistemas de lentes compuestos, donde un lente enfoca al luz (y causa aberración cromática) y un segundo lente colocado justo detrás reduce la aberración, estos son los sistema acromáticos.


Esquema del paso de la Luz por un lente. Se muestra como diferentes colores se enfocan a diferentes distancias, lo que causa la aberración cromática.

Pero la verdadera característica distintiva de los binoculares, lo que los hace superiores a los telescopios, ya que no pueden competir en apertura y poder de recolección de luz, es la velocidad con la que se pueden mover y el campo tan amplio de sus imágenes. Por ejemplo, ver objetos extendido, como la Nebulosa de Orión o las Pléyades llama mas la atención con binoculares ya que se aprecia la estructura entera y con telescopio solo un segmento. En la opinión de muchos, el mejor cielo para usar binoculares es el de invierno ya que nos muestra una gran cantidad de objetos en las cercanías del núcleo de la Vía Láctea. Así que sin ganas de sonar muy comercial, están a tiempo de conseguirse unos binoculares para este invierno (tip: unos binoculares bien cuidados, puede durar muchos años, por lo que si los compran usados, no perderían mucho y los pueden conseguir a precios muy económicos). En futuras entradas se expondrán potenciales paseos por el cielo de invierno.

sábado, 4 de septiembre de 2010

Una galaxia muy X

Las galaxias con enormes "ciudades de estrellas" en las cuales habitan varios miles o millones de millones de estrellas. En estas "ciudades" se desarrolla todo el ciclo de vida estelar, desde el nacimiento en nubes moleculares hasta la muerte como supernovas o nebulosas planetarias. Y las galaxias, además, pueden clasificarse según su estructura, en espirales y elípticas. De los dos tipos, las elípticas se conocen por tener menores tasas de natalidad estelar, mientras que las espirales están marcadas por la actividad de nacimiento y muerte a lo largo y ancho de sus discos.

Al observar una galaxias espiral, lo mas fácil de reconocer es su disco, estructura enorme y brillante que rodea al pequeño núcleo. Y en una galaxias en particular, el disco es conocido por ser muy brillante, la galaxia NGC 4666. No es la que tiene mas fenómenos de formación estelar, ni la mas brillante, pero dentro de las que tienen estas características es la mas fácil de ver. Ahora, como casi cualquier aficionado a la astronomía sabe, las estrellas se forman por el colapso de nubes de gas y polvo, lo cuál ocurre por la atracción gravitatorio de unas partes de la nube contra otras. Pero existen procesos gracias a los cuales este fenómeno se puede acelerar. Veamos la imagen siguiente;

Esta es la galaxia NGC 4666, como pueden ver su disco es claramente visible y notablemente brillante, de hecho mas de lo normal. Si tomamos mediciones de distancia (con los datos espectroscópicos de las galaxias vistas en la imagen ) veremos que la pequeña NGC 4668, visible a la izquierda abajo, es una galaxia vecina (del mismo grupo) que NGC 4666. Y resulta que esta vecina perturba gravitatoriamente a NGC4666, pero al no ser una galaxias una estructura sólida, cada una de sus partes se puede ver afectada de forma independiente, así las regiones formación estelar se pueden activar al ser comprimidas las nebulosas que contienen por la gravedad de galaxias vecinas.



Pero si esto fuera cierto, tendríamos un fenómeno adicional, un "superviento". Esto es debido a que al estar naciendo muchas estrellas, el viento estelar (similar al viento solar) de tantas estrellas jóvenes se combinaría para formar este superviento el cuál escaparía de la galaxia a alta velocidad. Desde lejos, este gas se vería como una enorme nube muy caliente que emite rayos X. Esto es importante, por que al ser únicamente un gas que no esta en alguna interacción fuerte con mas materia, no emitirá lo que llamamos luz visible por lo que no se verá en fotografías como la que vimos anteriormente de la galaxia. Para esto necesitaríamos una telescopio de rayos X tal como el XMM. Y precisamente, el XMM ha sido usado recientemente para fotografiar la galaxia NGC 4666 y el resultado fue la siguiente imagen donde se empalma un negativo de la galaxia contra un mapa de líneas mostrando al intensidad del brillo en rayos X;



Esta imagen, no solo nos muestra que efectivamente se tiene un considerable espacio lleno de gas que emite rayos X, también nos muestra que en cualquier fotografía que tomemos del universo, habrá mucho mas de lo que se ve, y muchas veces entender un fenómeno requiere observar en múltiples regiones del espectro ya que un cuerpo puede brillar poco en un tipo de radiación, pero mucho en algún otro.