Ciencia

Es común relacionar la evolución estelar con la evolución de los seres vivos. Es decir, resulta útil la relación entre la Astrofísica Estelar y la Biología. La investigación en estos dos campos del conocimiento comenzó más o menos en el mismo tiempo, en la primera mitad del siglo XIX. La forma de proceder es similar en ambos campos: primero se estudian el mayor número posible de seres vivos y luego se seleccionan las características más importantes y se establece un sistema de clasificación usando estos patrones comunes. Lógicamente, la selección de las características correctas sería el paso más importante y una vez logrado se establece un orden sistemático.

Todos los grupos o series de grupos obtenidos al final vendrían a formar el núcleo de la clasificación. Pero hasta aquí no se ha tenido en cuenta la evolución, incluso la clasificación en sí presupone que los objetos no cambian con el tiempo; es decir, las clases de objetos. Sin embargo, tanto en Astrofísica como en biología se encontrarán objetos que no se ajustan a ningún tipo de grupo o clase. Estos objetos singulares son los que realmente enriquecen la clasificación y amplían el conocimiento de las conexiones entre los diferentes integrantes de los grupos o clases.

Aunque hay que aclarar rápidamente que la evolución en Biología y la evolución en Astrofísica, si bien tienen muchas semejanzas, también se separan por caminos diferentes al comenzar a ahondar en la clasificación. La principal diferencia radica que en Biología, la evolución se da en el grupo (especies, géneros) y no en el individuo en sí. Es decir, los diferentes cambios morfológicos y demás de un individuo a lo largo de su vida no se consideran evolución. Mientras que en Astrofísica aplicada a estrellas se considera evolución tanto al cambio de una sola estrella como al cambio de una población estelar. Esa sería la gran diferencia y a continuación se detallarán las características más importantes a tener en cuenta en la clasificación estelar.

Distancia y brillo de las estrellas

Estas dos medidas están íntimamente ligadas. Es muy difícil establecer el brillo intrínseco de una estrella sin conocer la distancia que nos separa de ella. Básicamente, hay dos formas de medir distancias estelares. La primera es por paralaje, usando las estrellas o galaxias de fondo como referencia y tomando dos puntos de medición, por ejemplo el recorrido de la Tierra a lo largo de seis meses. Precisamente la unidad de medición astronómica denominada Pársecs (parallax of one arc second) es la distancia que resulta a una estrella cuando el paralaje da un ángulo de 1 segundo de grado cuando las dos mediciones se hacen a lo largo de una unidad astronómica o 150 000 000 km.

El problema es que el cálculo de distancia usando paralaje sirve solamente para estrellas cercanas, cuando se pretende estimar la distancia de estrellas lejanas o habitantes de otras galaxias la cosa se complica. Por ejemplo, una estrella que se encuentre a 300 o 400 A.L (una distancia que indica que esta estrella es una vecina muy cercana del Sol) arroja un paralaje anual despreciable, muy difícil de medir.Para distancias mayores (donde se hallan la mayoría de las estrellas) se usa otra metodología que es la siguiente: Se busca un tipo específico de estrella, uno que pueda ser reconocido con facilidad y que se sepa su brillo intrínseco por estar ya medido por paralaje, de modo que también se tiene que hallar ese tipo en las inmediaciones solares.

De aquí, se supone por extrapolación que todas las estrellas de ese tipo tienen brillos absolutos iguales. Entonces, a partir de aquí, siempre que se encuentre una de estas estrellas se sabrá a qué distancia está porque se conoce su brillo absoluto. Si se ve que la estrella brilla cuatro veces menos que la que se halla en cercanías del Sol, entonces está al doble de la distancia (la potencia de la luz decrece con el cuadrado de la distancia).

¿Cuáles son estos tipos de estrellas patrón?

Hay varias que se ajustan a esta metodología por poseer brillos intrínsecos muy estables (que es lo que se busca). Por ejemplo las supernovas tipo I y II son ideales para estimar distancias a las galaxias que las alojan por poseer una curva de luz muy característica. También las novas, y las estrellas variables como las Cefeidas. En referencia a éstas, se ve que hay una relación entre el período de variación de la Cefeida y su luminosidad, de modo que puede calcularse la magnitud absoluta de la Cefeida cuando se halla por ejemplo en su máximo de emisión.

El aumento de la luminosidad de la Cefeida en relación al período de variación resulta ser compatible con la llamada teoría de la pulsación estelar, la que afirma que la luminosidad de una estrella variable depende del radio de la misma y éste es proporcional al período. De aquí que la relación período-luminosidad de una Cefeida proporcione un método seguro para evaluar la magnitud absoluta de este tipo de estrellas. Entonces, cuando los astrofísicos detectan una Cefeida en una galaxia lejana o en un cúmulo globular de nuestra galaxia y miden su período de variabilidad, de inmediato pueden calcular la distancia a la que se encuentra la estrella y por ende todas sus compañeras de la galaxia o del cúmulo.

Las estrellas difieren mucho en su brillo intrínseco. Por ejemplo, las estrellas más brillantes son cientos de miles de veces más brillantes que las más tenues. Para hacer estas cifras más aplicables se usa un tipo de medición de brillo estelar denominado magnitud. La magnitud proviene de una escala logarítmica y resulta que aproximadamente una estrella es una magnitud más brillante que otra si su brillo es 2,5 veces mayor. De aquí ahora podemos decir que la diferencia de brillo de las estrellas lleva a una escala de magnitudes de más o menos 28 unidades. Naturalmente, las estrellas emiten no sólo radiación visible, sino también ultravioleta, infrarrojo, rayos X… Si se pretende medir todas las características de una estrella se tendrán que tener en cuenta estas otras formas de emisión electromagnética. Para ello se tendrán que tener en cuenta las diferentes constantes de absorbancia de la atmósfera terrestre y de ser necesario se tendrán que poner satélites en órbita para recoger información de una estrella por ejemplo en la parte de rayos X del espectro electromagnético.

Un agujero de gusano es una entidad hipotética del universo que consiste en una conexión entre dos puntos del espacio tiempo, lo cual podría representar un atajo para que la materia o la energía se comuniquen o atraviesen distancias relativas ahorrando en ese traspaso mucho tiempo que si lo hicieran por las llamadas geodesias celestes (para diferenciarlas de las terrestres). Antes de comenzar con este pequeño tratado hay que aclarar que estas entidades aún no se han podido detectar; aunque, sin embargo, están descriptas dentro del cuerpo de la Teoría de la Relatividad General. Aquí, a partir de la resolución de las ecuaciones tensoriales, se llega a que deberían existir conexiones entre diferentes zonas del universo, siendo dichas conexiones de tamaños minúsculos, del orden de las partículas subatómicas. Resulta útil usar las unidades características que cuantifiquen el diámetro de un agujero de gusano, las cuales podrían ser del orden de los nanómetros (mil millonésima parte del metro) o de los femtómetros o fermis (1 fm = 1/100000 de nanómetro).

Estas entidades suelen ser llamadas también Puente de Einstein Rosen.Entonces, ¿podría ser posible viajar de un extremo de un agujero de gusano al otro? Porque en este artículo anterior se mencionó la imposibilidad física de que diferentes razas de seres habitantes del universo se comuniquen, dada la increíble distancia que separa las cosas en este Universo. Pero, de ser posible usar las rutas trazadas por los agujeros de gusano, entonces una supuesta nave alienígena que se encuentre, por ejemplo, en las inmediaciones de M31 (Andrómeda), podría llegar aquí en un abrir y cerrar de ojos usando un agujero de gusano en vez de recorrer los 2 millones y tantos de años luz que nos separan de esta galaxia vecina.

Aclaremos también que un agujero de gusano no tiene nada que ver (en principio, después se verá que sí están relacionados) con un agujero negro, el cual surge del colapso estelar o de otras estructuras universales como el centro de las galaxias espirales. Un agujero negro puede tener cualquier tamaño en su horizonte de sucesos, mientras que, como se dijo, los agujeros de gusano son de carácter subatómico.Uno de los primeros científicos en advertir sobre la supuesta presencia de agujeros de gusano fue Ludwig Flamm, hallá por el año 1916. Él teorizó en aquel año que si tenemos, por ejemplo, una superficie toroidal, podría ocurrir que esta superficie se curvase de manera imperceptible (por seres tridimensionales como nosotros) en la cuarta dimensión espacial.

Y esa curvatura podría llegar a tener cualquier radio, incluso uno tendiente a cero, lo cual haría que diferentes sectores del toro pudiesen estar en contacto a través de la cuarta dimensión (no de la tercera). Un acercamiento a esto podría ser la llamada curva Lemniscata de Bernoulli, la cual resulta de cortar un toro con un plano perpendicular a su radio menor. La curva que se forma, similar al símbolo del infinito, se toca solamente en la intersección de las dos trayectorias. Esto ocurre en 2D, pero si proyectamos el toro a la cuarta dimensión, la lemniscata se “tocaría” en diferentes puntos, sin pasar incluso por la tercera dimensión. Bueno, el caso es que toda esta palabrería fue plasmada en ecuaciones allá por el año 1921 por el matemático Hermann Weyl a partir de los tensores de Einstein devenidos de su teoría General de la Relatividad de 1016. Y recordemos que una vez que las ecuaciones cierran, es muy difícil refutar una teoría de modo que hasta el día de hoy han perdurado vivos los agujeros de gusano.

De modo tal que una civilización extraterrestre que nos lleve muchos años de ventaja evolutiva (y habiendo ya superado su autodestrucción) no podría desperdiciar este medio de comunicación global a velocidades hiperlumínicas (aquí no se estaría violando el postulado de que c es el límite, pues el objeto no recorrería la geodésica celeste sino tomaría el atajo por el agujero de gusano). Y, como esta raza nos llevaría miles de años de ventaja, naturalmente sabría como expandir esta fluctuación del espacio-tiempo lo suficiente como para que entre una nave y pase por su interior. También debería controlar dónde se crea y hacia dónde comunica el agujero de gusano, pues al día de hoy se supone que éstos surgen arbitrariamente, producto del azar cuántico y viven un tiempo efímero hasta volver a desaparecer de donde se crearon.Entonces, aclarando un poco la cosa, esta curvatura del espacio tiempo que permite la conexión mediante agujeros de gusano estaría dada en lo que se denomina el hiperespacio, en la cuarta dimensión espacial (La teoría de Kaluza Klein postula la existencia de 11 dimensiones espaciales, y la misma está sólidamente respaldada por la lógica de las ecuaciones y sus postulados). El tema es que, volviendo al párrafo anterior, estas dimensiones, incluida la cuarta, están empaquetadas dentro de tamaños del orden de los femtómetros y resultaría al menos al día de hoy casi imposible expandirlas.

Una buena analogía para entender cómo las restantes dimensiones están en la pequeñez del mundo subatómico es pensar en una manguera vista a la distancia. La manguera con todos sus recovecos se vería como una simple línea desde, digamos, 100 metros de distancia. En este caso el objeto, para cualquier observador, sería unidimensional. Cuando el observador se acerca un poco, descubre que en realidad esa entidad (la manguera) parece tener una superficie visible; es decir se convierte en un objeto bidimensional. O más que convertirse, se le descubre una dimensión extra que a la distancia parecía estar empaquetada en un pequeño sector del objeto. Si ahora el observador se acerca aún más, a quizás unos metros, nota que otra dimensión se le revela, la tercera. Y ve el objeto tal cuál “sería”, con tres dimensiones.

Si esta analogía la extrapolamos al universo, nosotros, los observadores mortales, vemos todos desde la lejanía, donde se nos revelan sólo tres dimensiones espaciales (y una temporal). Si pudiésemos acercarnos lo suficiente a las entidades cuánticas subatómicas, electrones, protones, neutrinos, muones, etc, aparecerían el resto de las dimensiones que se hallan empaquetadas allí.Teóricamente, hay muchos tipos de agujeros de gusano, todos descriptos a partir de tensores (o al menos eso he notado en las ecuaciones que vi, no demasiadas). Pero los más importantes serían los denominados “atravesables” que, como su nombre lo indica, permitirían la expansión y posible traspaso por su interior. Y sus contrapartidas, los de Schwarzschild, los que se producirían a partir de un agujero negro de Schwarzschild y que sería impenetrables. Toda la materia está regida por la gravedad, con lo que cualquier objeto, por más pequeño que sea, puede convertirse potencial mente en un agujero negro. Esto, si se comprime lo suficiente como para que la gravedad en su superficie sea tan poderosa que ni la luz pueda escapar. El horizonte de sucesos de estos agujeros negros de Schwarzschild permitiría la creación de agujeros de gusano.

En otra entrada, o quizá en la zona de comentarios, podemos expandir más los conocimientos sobres estas peculiaridades cósmicas. Por ejemplo, se podría dialogar sobre los agujeros de gusano de Lorentz, que no son otros que los mencionados más arriba de Schwarzschild o los puentes de Einstein-Rosen. Se podría teorizar que se trata de nexos que unifican áreas muy distantes del espacio-tiempo y que resultan a partir de las soluciones de las ecuaciones de campo vectorial de Einstein. Incluso se podría mencionar que supuestamente hay una conexión entre los agujeros de gusano de este tipo y los agujeros negros y los denominados agujeros blancos. Alber Einstein junto con su amigo y colega Nathan Rosen postularon esta unión como factible y estable, aunque más tarde, el magnífico físico John A Wheeler junto con Robert Fuller refutaron la estabilidad de estos agujeros de gusano argumentando que eran altamente inestables y que se esfumaban al menor contacto con la materia ordinaria.

Tras casi una década de desarrollo, construcción y pruebas, el instrumento más avanzado del mundo para obtener imágenes de forma directa de exoplanetas y para analizar su luz con diversos métodos ya está en servicio. El instrumento, denominado Gemini Planet Imager (GPI), fue diseñado, construido y optimizado para obtener las débiles imágenes de planetas en órbita a estrellas brillantes. Además, la resolución permite también sondear sus atmósferas principalmente con ayuda de espectrógrafos. El Gemini es también una herramienta poderosa para el estudio de discos de polvo alrededor de estrellas jóvenes denominados discos protoplanetarios.

EL GPI es el instrumento más avanzado hasta el momento y fue montado en uno de los mayores telescopios del mundo, el telescopio de 8,1 metros Gemini en el Sur en Chile. El Observatorio Gemini posee, entre otros instrumentos más pequeños, dos telescopios gemelos que operan en la parte visible e infrarroja del espectro y tienen un diámetro de 8,1 metros. Se hallan en Hawai y en Chile estando operativos científicamente desde el 1983.El observatorio está conformado por una cooperación internacional cuyos países son EE.UU, Canadá, Gran Bretaña, Brasil, Francia, Argentina, Australia, y Chile como país huésped.

En enero de este año el GPI obtuvo sus primeras imágenes siendo éstas casi un factor de 10 veces mejores que la anterior generación de instrumentos similares. Bruce Macintosh, del Laboratorio Nacional Lawrence Livermore, que dirigió el equipo que construyó el instrumento dijo: “En un minuto estamos viendo planetas que solían llevarnos una hora de detección”. Cabe aclarar que los métodos para descubrir exoplanetas antes de la instalación de este instrumento son indirectos. Por ejemplo, midiendo las oscilaciones gravitacionales de las estrellas, midiendo las anomalías en las emisiones radiales de los púlsares, analizando las estrellas dobles eclipsantes, analizando la desviación de la luz de estrellas distantes al pasar en las cercanías del “pozo” gravitatorio del planeta, entre varios otros.

El instrumento GPI detecta la radiación infrarroja de planetas recién formados con masas similares a las de Júpiter en órbitas amplias. “Con el GPI”, dice Macintosh, “se obtienen directamente imágenes de exoplanetas y sus características atmosféricas”.El GPI llevó a cabo sus primeras observaciones en noviembre de 2013 y lo continúa haciendo en lo que va del 2014 pasado. Fue un debut libre de problemas para ser un instrumento de extrema complejidad del tamaño de un coche pequeño.Las primeras observaciones del GPI se realizaron sobre exoplanetas conocidos con anterioriedad, incluyendo a Beta Pictoris. Allí, el GPI pudo obtener el primer espectro de un exoplaneta, en concreto de Beta Pictoris b.

Polarímetros y estrellas

El instrumento también se utiliza en un modo de polarímetro mediante el cual se puede analizar la luz estelar dispersada por pequeñas partículas. De esta manera se descubrió un tenue anillo de polvo que orbita a HR4796A, una estrella muy joven HR4796A. Anteriormente sólo se conocía el borde de este anillo (quizás los restos de la formación de planetas)Aunque el GPI fue diseñado para observar planetas distantes, también puede mirar hacia objetos en nuestro sistema solar. Las imágenes de prueba que se hicieron en la luna Europa pueden permitir a los científicos trazar cambios en la composición de la superficie del satélite.

EL GPI pudo ver un exoplaneta tras un minuto de observación sólo una semana después de su puesta en servicio. “Fue una gran emoción”, dijo Fredrik Rantakyro científico del Gemini que trabajó en el instrumento. “Imagínese lo que será capaz de hacer una vez que lo ajustemos y lo sintonizar a su máximo rendimiento.”El poder del GPI le permite observar exoplanetas que son un millón de veces más débiles que sus estrellas madre. Haciendo una analogía muy intuitiva, Leslie Saddlemyer, del NRC Herzberg (parte del Consejo Nacional de Investigación de Canadá), dijo: “es como tratar de ver una luciérnaga rodeando una farola a miles de kilómetros de distancia”.

Y añade que cada espejo individual dentro del GPI tiene que ser extremadamente liso, con anomalías permitidas de sólo un par de veces el tamaño de un átomo.”La comunidad entera que busca exoplanetas está muy entusiasmada por el GPI. Éste marcará el comienzo de una nueva era de descubrimientos”, dijo el físico y experto en exoplanetas Sara Seager, del Instituto Tecnológico de Massachusetts. Seager, que no está afiliado con el proyecto añade: “Cada técnica de detección de exoplanetas tiene su apogeo. Primero fue la técnica de la velocidad radial (búsquedas desde tierra). En segundo lugar fue la técnica del tránsito (es decir, el proyecto Kepler).

Ahora, es el turno de la técnica de búsqueda de planetas mediante imágenes directas”.En todo este año 2014, el equipo del GPI iniciará un estudio a gran escala, mirando a 600 estrellas jóvenes para ver qué planetas gigantes orbitan allí. El GPI también estará disponible para toda la comunidad de Astrónomos del Gemini para ser usado en otros proyectos, que van desde estudios de discos protoplanetarios hasta polvo cósmico producido por estrellas que han muerto.El gran inconveniente del GPI es que observa a través de la turbulenta atmósfera terrestre. Esto le impide ver planetas más pequeños que Júpiter. Sin embargo, cosa totalmente lógica, se están proponiendo tecnologías similares para futuros telescopios espaciales. El día que ello ocurra, seguramente dentro de esta década por venir, los astrónomos estarán en condiciones de ver y medir el espectro de exoplanetas similares a la Tierra.

El instrumento posee lo que se denomina óptica adaptativa, lo que representa un sistema que mide y corrige la turbulencia atmosférica mil veces por segundo.

Post Scriptum

Consultando acerca del último párrafo anterior, Fredrik T Rantakyro, científico del GPI me respondió muy rápido y amablemente: “El logro de corregir 1000 veces por segundo se obtiene mediante una cámara que trabaja a su vez en esos tiempos midiendo previamente las perturbaciones causadas por la atmósfera. También se requiere de espejos que se pueden deformar con el fin de corregir dicha perturbación de la atmósfera a la misma velocidad con que se registran. El GPI tiene esa cámara rápida y dos espejos que se deforman también en una milésima de segundo. Esto le permite al GPI llegar muy cerca del límite de difracción. Este límite está determinado por el tamaño del espejo principal y la longitud de onda a la que se observa en el vacío.

Hace un tiempo la NASA publicó archivos donde se puede escuchar el sonido producido por los astros. Por ejemplo, se oye el sonido que emana de Saturno, de Júpiter, de la alta atmósfera terrestre, del Sol y demás. ¿Pero cómo es posible esto si sabemos que las ondas sonoras, al ser mecánicas, necesitan de un medio para propagarse? En el espacio exterior el vacío es casi perfecto, por lo que el sonido no puede propagarse en él.

Lo que se hace, en verdad, es traducir ondas del espectro electromagnético a ondas sonoras. Por ejemplo, se hace una correspondencia de frecuencias de ondas de radio a frecuencias de ondas sonoras. De esa manera se obtiene un sonido a partir de datos de ondas de radio.

Este procedimiento es muy común en ciencia y tecnología. Por ejemplo, el radar trabaja emitiendo y captando microondas, las cuales están muy por debajo del espectro visible. De manera que para obtener una imagen se han de corresponder ambos espectros y de esa forma se podrá ver una imagen a partir de microondas. También, la famosa ecografía nos permite ver el interior de un cuerpo porque se pueden traducir esas ondas de ultrasonido y pasarlas a escalas de grises, formándose así una imagen a partir del sonido. En particular la mayoría de las audiciones que colgó la NASA en su página son a partir de ondas de radio emitidas por los cuerpos celestes.

La emisión electromagnética de los cuerpos está relacionada con la temperatura de los mismos, por lo que todos emiten ondas de radio, las cuales son las menos energéticas del espectro electromagnético y se emiten de cuerpos que están apenas unos grados por encima del cero absoluto.Pero técnicamente se puede obtener sonido a partir de cualquier onda electromagnética si se traduce convenientemente y se establece una correspondencia de frecuencias.

También, en determinadas circunstancias, la frecuencia de las ondas de radio se equiparan completamente con la frecuencia de las ondas sonoras. Por ejemplo, las sondas Voyager I y II en su paso cerca de cada uno de los planetas exteriores del Sistema Solar, captaron con sus sensores la interacción de sus ionosferas con las partículas ionizadas provenientes del viento solar. Como resultado de ello se producen unas resonancias que se hallan en el rango de frecuencias de los 22 Hz a los 22000 Hz, justamente el rango en el que es sensible el oído humano.

Por supuesto que hay que hacer una conversión de ondas electromagnéticas a ondas mecánicas resultando en sonidos. Además, como cada cuerpo celeste tiene sus propias emisiones de radiofrecuencias poseerán un tipo característico de sonido cuando se hacen las conversiones.

Nuestro Sol, como todas las demás estrellas de Universo, se mantiene estable brillando gracias a los procesos de fusión nuclear que ocurren en su interior. En su núcleo, el hidrógeno presente a una temperatura aproximada de 15,7 millones de grados se fusiona para producir helio. Actualmente este proceso lo lleva a consumir unas 620 millones de toneladas de hidrógeno cada segundo. De ellas, unas 4,5 millones de toneladas se transforman en energía (en principio es energía cinética de los productos de la fusión, el helio-4, positrones y neutrinos).

Este aparente ritmo frenético de fusión nuclear es en realidad muy lento, pues sólo un pequeño porcentaje del hidrógeno presente en su núcleo se fusiona en helio. Es que esos 15,7 millones de grados presentes en dicho núcleo solar no alcanzan en primera instancia para que los protones venzan la barrera de Coulomb y se fusionen.

Es a partir de un efecto cuántico denominado tunelamiento que los protones (en resumidas cuentas se trata de 4) se unen para formar un núcleo de helio-4. Y este efecto túnel sólo permite que una pequeñísima proporción de hidrógeno se fusione. Por este motivo nuestro Sol viene fusionando hidrógeno al ritmo mencionado (como promedio) desde hace unos 5 mil millones de años y lo hará por otros 5 mil millones de años aproximadamente.

El final del Sol

Pero no todo es eterno, y finalmente el hidrógeno nuclear se le agotará. Cuando ya no le quede este combustible primario, el núcleo del Sol se enfriará y comenzará a colapsar. La física estelar a gran escala es bastante simple, al menos la que domina en la secuencia principal. Las estrellas se mantienen estables por causa de dos fuerzas actuantes: La presión de radiación que tiende a expandirlas, y la gravedad que tiende a contraerlas.

Cuando una estrella cesa de producir energía, la gravedad se encargará de comprimirlas. De manera que el núcleo solar rico en helio, dentro de unos 4,5 o 5 mil millones de años, momentáneamente se colapsará a causa de la pérdida de presión por radiación. Pero no todo estará perdido, pues la capa que rodea al núcleo, la cual posee predominantemente hidrógeno, también se comprimirá y llegará a la temperatura crítica de fusión del hidrógeno. En ese momento, el núcleo en contracción se disociará de la región que lo rodea, que comenzará a expandirse por presión de radiación a causa del comienzo repentino de las reacciones nucleares.

Toda la parte externa del Sol experimentará un revivir intenso y se expandirá. La luminosidad (que en los últimos miles de millones de años será un 30% mayor a la actual) se incrementará gradualmente mientras las capas exteriores del Sol se expanden, llegando a casi a brillar 3 mil veces más que ahora dentro de unos 10 mil millones de años.

En esta primera fase de gigante roja el Sol también perderá una considerable cantidad de materia, quizás un 25 a 35 % de su masa se irá al espacio interestelar en forma de poderosos vientos solares. Al decrecer la masa del Sol, todos los planetas experimentarán una menor gravedad del mismo y sus órbitas se expandirán. La órbita de la Tierra pasará de ser de unos 150 millones de kilómetros a tener unos 200 millones de kilómetros.La expansión solar, sin embargo, será lo suficientemente rápida como para llegar a las nuevas órbitas logradas por los planetas.

Al menos Mercurio y Venus serán alcanzados por las capas exteriores y se fusionarán con nuestra estrella. Al ser planetas rocosos, mucho más densos que esas capas exteriores del Sol, caerán en espiral hacia el núcleo y al cabo de algunos millones de años se desintegrarán en él, aportándole sus metales. Dicho núcleo, dentro de los mencionados 10 mil millones de años llegará a tener una temperatura de 100 o 150 millones de grados.

Flash del helio

Cuando el núcleo del Sol alcance la temperatura de fusión del helio, comenzará una serie de fusiones descontroladas que durarán algunas decenas de millones de años. Es el llamado flash del helio. Según las teorías o modelos actuales, el Sol comenzará a experimentar estos estallidos nucleares pasados los 10 mil millones de años (quizás dentro de 12 mil millones de años). En esas etapas finales de gigante roja su radio crecerá hasta unas 200 veces el actual y su luminosidad se incrementará unas 5 mil veces.

La Tierra está en el límite teórico entre ser engullida por el Sol en esta etapa final, antes de convertirse en enana blanca, o escapar a causa de la pérdida de masa de la estrella. Como la atmósfera solar estará rodeando a la Tierra, el rozamiento y las fuerzas de marea contribuirán a que nuestro planeta pierda velocidad de rotación y caiga en espiral hacia el Sol, como lo habrán hecho ya para esos tiempos Mercurio y Venus. De ocurrir así, este evento sucedería dentro de aproximadamente 12 mil millones de años, momento en que el Sol, convertido en gigante roja, alcance su máximo tamaño y luminosidad.

Si, como se dijo más arriba, la pérdida de masa solar logra hacer escapar a la Tierra, ésta quedará en una órbita superior pero sin agua, atmósfera ni vida. Por muchos millones de años, la cercanía de nuestro planeta al Sol y las intensas fuerzas de marea harán que la roca se funda casi en su totalidad, generándose un gigantesco océano de lava en casi toda la superficie de la Tierra. Sólo permanecerán en estado sólido uno o varios continentes formados por metales y sus óxidos. Las mencionadas fuerzas de marea harán que la Tierra siempre muestre la misma cara al Sol, con lo cual en algunos puntos la temperatura de nuestro planeta superará los 1500 o 2000 ºC.

Finalmente, pasadas todas esas etapas finales turbulentas, el Sistema Solar visto desde la distancia, desde cientos de años luz, lucirá más o menos como la siguiente imagen de la nebulosa de la Hélice. Toda esa materia expulsada en los últimos miles de millones de años continuará en expansión formando las características nebulosas planetarias. En el centro, estarán los restos del Sol, una enana blanca que se irá apagando paulatinamente, rica en carbono y oxígeno.Claro que estos temas están fuera de toda preocupación humana, pues el daño que le estamos causando al Planeta y a nosotros mismos puede acabar desgraciadamente con toda la vida en la Tierra mucho antes. Pero la ciencia muchas veces (o casi siempre) funciona así, a base de curiosidad.

Fisión nuclear: cómo se genera la energía controlada más poderosa hasta el momento

La fisión nuclear se descubrió en el año 1939, tras realizar experimentos de bombardeo con neutrones de núcleos masivos como el uranio. De inmediato se comprobó que el proceso liberaba grandes cantidades de energía. Los cálculos comprobaron que por cada evento de fisión se liberaban aproximadamente 200 MeV (1 MeV, un mega electrón voltio. 1 eV es la energía que se requiere para acelerar un electrón a través de una diferencia de potencial de 1 voltio y equivale aproximadamente a 1,610^-19 Joules). Esta energía es principalmente energía cinética de los productos de la fisión. Los cálculos y experimentos también demostraron que por cada evento de fisión se liberaban un promedio de 2 neutrones de alta energía.Como la fisión de un núcleo de uranio-235 es inducida por la captura de un neutrón térmico, la liberación de esos dos o tres neutrones sugirió a muchos la idea de realizar una reacción en cadena. Pero de alguna forma había que hacer termalizar a los neutrones que se producían (esto se logra con un moderador, como se verá más abajo). Un cálculo rápido (ver más abajo) demuestra que si todos los núcleos de 1 gramo de uranio se fisionasen en reacción en cadena, la energía liberada sería equivalente a la liberada por la quema de 2,5 toneladas de carbón o la liberada en la explosión de 2 toneladas de TNT. (Teóricas).Estos valores que parecen descabellados son usuales cuando se comparan energías nucleares con energías químicas (atómicas o moleculares). Dado que el tiempo característico de la fisión es extremadamente corto, la energía se libera mucho más rápido que en una explosión química.
Por supuesto, a no negarlo, los físicos de la época relacionaron enseguida estas enormes energías con lo bélico. Además, la inminencia de la II Guerra Mundial era evidente.

Qué ocurre en los reactores nucleares de fisión

En un reactor nuclear, la fisión se realiza de manera controlada y la energía cinética de los fragmentos de la fisión se cede al medio cuando los detiene hasta el reposo. De esta manera, se produce energía térmica que, a través de vapor de agua, se transforma en mecánica al mover una turbina. Finalmente de esta turbina se obtiene energía eléctrica. Todo lo anterior es una gran simplificación de los complejos procesos del reactor. Hay reactores nucleares de diversos tipos: generadores de electricidad, de radioisótopos, productores de plutonio, experimentales… Pero este artículo se haría de enormes proporciones si recorremos ese camino. Centrémonos, por lo tanto, en los procesos de la fisión nuclear en sí.La energía de Coulomb de un núcleo de Z alto se minimiza si éste se parte en dos fragmentos más pequeños, que contengan igual número de protones. Pero generalmente hay núcleos que aparecen más favorablemente que otros en los fragmentos de la fisión. Esto es así por una preferencia por los “números mágicos”. El modelo nuclear de gota aporta una descripción muy aceptable del comportamiento usual de núcleos en lo referente a masa y energía de enlace. Como tal energía de enlace nuclear es una medida directa de la estabilidad nuclear, cuanto mayor sea ésta, más estable será el núcleo. Pero, hay ciertos núcleos con valores específicos de protones y/o neutrones (Z y/o N) que muestran desviaciones significativas en el promedio de estabilidad. Y estas desviaciones los sitúan muy por encima de la curva, por lo cual son muy estables. Estos valores de Z y N se denominan números mágicos (Por ejemplo: Z u/o N = 2, 8, 20, 2, 50, 2, 126…).

Se puede calcular que la energía típica liberada en la fisión está en el orden de los 200 MeV. Este valor es bastante típico en los fragmentos provenientes de la fisión del uranio.Los eventos en la fisión se esquematizan a continuación. Como se observa, los dibujos difieren en un factor de a característico del proceso de fisión y que especifica en particular la elongación del núcleo cuando se desestabiliza, por ejemplo, por captura de un neutrón.Se puede graficar U en función de a como energía del sistema dependiente de a. Mientras se comienza con a pequeña, prácticamente no existe cambio en la energía de Coulomb. Pero como la superficie del núcleo aumenta rápidamente tras el aumento de a, según el modelo de gota se produce un aumento en la tensión superficial. De manera que U(a) aumenta mientras aumenta a, para a pequeñas. Pero conforme a continúa aumentando, el núcleo toma la forma de dos lóbulos y finalmente se rompe. Luego de esto la energía superficial ya no cambia con a y U(a) comienza a decrecer con el aumento de a.

La curva posee un máximo. Los cálculos basados en el modelo de gota demuestran que para un núcleo típico con A grande, dicho máximo se sitúa en aproximadamente 6 MeV por encima del potencial cero U(0). De manera que se comprende que los núcleos se estabilizan por fisión dado que los fragmentos caen por debajo de U(0) tras el evento.

El problema de la superación de la barrera de los 6 MeV

Existe sin embargo un inconveniente: El núcleo no tiene la energía suficiente como para trepar la cuesta hasta llegar a los 6 MeV. ¿Cómo se resuelve esto? Podría resolverse mediante efecto túnel. Es decir que el proceso sería factible si tiene lugar por penetración de la barrera de potencial. Pero como la masa interviniente en el exponente es muy grande (ver ecuación al inicio del link), el tunelamiento es muy poco probable, dado que la probabilidad T de penetración de la barrera es extremadamente pequeña. Por ejemplo, si el U-238 decayera sólo por fisión espontánea, su semivida sería de 10^16 años en lugar de 4,51×10^9 años.Un proceso mucho más probable es el denominado de fisión inducida.

Esto sucede cuando un núcleo captura un neutrón de baja energía o térmico. Como los núcleos de Z grande poseen una energía de enlace por nucleón de 6 MeV aproximadamente (ver gráfico más arriba), cuando un núcleo de estos absorbe un neutrón, éste tiene esa energía de enlace. Y casualmente esta es la energía que se necesita para superar la barrera de potencial. De manera que lo ocurrente es una excitación de todo el núcleo que produce vibraciones colectivas las que provocan finalmente el evento de fisión nuclear.La fisión nuclear inducida es un claro ejemplo de los movimientos colectivos que ocurren en el interior del núcleo en el modelo de gota. Es decir que si bien el núcleo posee una densidad altísima (10^18 kg por cada metro cúbico), los nucleones están en constante movimiento mientras interactúan entre sí mediante la fuerza fuerte.

De esta manera, los nucleones serían dispersados repetidamente en el interior de los núcleos siguiendo un movimiento errático similar al movimiento Browniano.En la imagen superior se ve el proceso mencionado. Para el U-235, la energía de enlace del último neutrón ingresante es de 6,5 MeV (esto se demuestra a partir de una fórmula semiempírica del modelo de gota en el cual interviene la energía en reposo del U-235 = 218942,0205 MeV sumada a la energía en reposo de un neutrón = 939,565330 MeV menos la energía de enlace del U-236 = 219875,0405 MeV). Y como la superación de la barrera ocurre tras llegar a los 6 MeV, la fisión ocurre aún si el neutrón no posee energía cinética. Esta ocurrencia en la fisión por captura de neutrón también sucede en el escaso U-233 pero no en el U-238, en el cual la energía de enlace del último neutrón alcanza los 5 MeV. De manera que para el U-238, la fisión ocurrirá con neutrones no térmicos sino de alta energía (con energías cinéticas del orden de los 1 MeV o a temperaturas superiores a los 10 millones de grados).

De manera que existe una diferencia significativa entre estos dos isótopos del uranio. Mientras que el U-235 fisiona con neutrones lentos, el U-238 lo hace con neutrones extremadamente energéticos. Es curioso pensar cómo habría sido todo si se hubiese dado el caso contrario. Es decir, el U-235 representa naturalmente el 0,7 % mientras que el U-238 el 99,3 % (otros isótopos del uranio están presentes en porcentajes despreciables). Es decir que naturalmente el U-238 no fisionará a menos que se alcancen temperaturas extremas, mientras que en presencia de un moderador como el agua, por ejemplo, el U-235 fisiona con facilidad. Pero supongo que este es un claro ejemplo de aplicación del Principio Antrópico: El universo es así porque nosotros estamos aquí.

Para terminar con este artículo diré que en este análisis de la fisión se simplificó el proceso suponiendo al núcleo esférico en su estado basal. Sin embargo, se puede demostrar que los núcleos en el estado base son elipsoidales. De manera que aún antes de recibir el impacto de un neutrón, el núcleo de U-235 está algo elongado, por lo que al recibir el neutrón de que en estado ligado tiene una energía de enlace de 6,5 MeV, la barrera se supera con facilidad. Aunque aún con este estado de elongación no le alcanza al U-238 para fisionar. También hay evidencia de que la barrera de potencial mostrada en la figura es más bien una doble joroba que una simple, pero para explicar todo eso quizás se requiera de otra entrada dado que ésta se haría demasiado extensa.Cualquier pregunta o sugerencia se puede plantear en la sección de comentarios.

Los investigadores del Instituto de Tecnología de Massachusetts, MIT, conjuntamente con los de Microsoft y Adobe han desarrollado un algoritmo que puede reconstruir una señal de audio mediante el análisis de vibraciones de objetos representados en un video de los mismos.En varios experimentos realizados fueron capaces de recuperar el audio inteligible del entorno cercano a partir de las vibraciones de una bolsa de papas fritas, filmada desde 15 metros de distancia a través de un cristal a prueba de sonido.En otros experimentos, se extrajeron las señales de audio útiles a partir de vídeos de papel de aluminio, la superficie de un vaso con agua, e incluso las hojas de una planta en una maceta.

“Cuando el sonido interacciona contra un objeto, hace que mismo vibre”, dice Abe Davis, una estudiante graduada en ingeniería eléctrica e informática en el MIT y autora principal del nuevo estudio. “El movimiento de esta vibración crea una señal visual muy sutil que es generalmente invisible al ojo. La gente no se da cuenta de que esta información estaba allí “.
La reconstrucción del audio a partir de grabar las vibraciones de un objeto requiere que la frecuencia de las muestras de video (el número de fotogramas de vídeo capturados por segundo), sea superior a la frecuencia de la señal de audio.

En algunos de sus experimentos, los investigadores utilizaron una cámara de alta velocidad que captó 2000 a 6000 fotogramas por segundo. Eso es mucho más rápido que los 60 cuadros por segundo posibles con cámaras comerciales típicas, pero muy por debajo de las frecuencias de cuadros de las mejores cámaras de alta velocidad comerciales, que pueden superar 100 mil fotogramas por segundo.De manera que como la frecuencia audible para el ser humano, o rango de frecuencias, es de 20 Hz a 20 mil Hz, con una cámara de alta velocidad de 100 mil cuadros por segundo se podría incluso reconstruir el ultrasonido

Hardware aplicado a productos básicos

En otros experimentos, sin embargo, se utilizó una cámara digital común. Debido a una peculiaridad en el diseño de los sensores de la mayoría de las cámaras, los investigadores fueron capaces de inferir información acerca de las vibraciones de alta frecuencia incluso de vídeos grabados a un estándar de 60 fotogramas por segundo. Mientras que esta reconstrucción de audio no era tan fiel como lo fue con la cámara de alta velocidad, es posible determinar el género de un hablante en una habitación; el número de hablantes; e incluso obtener información precisa sobre las propiedades acústicas de las voces de los hablantes y sus identidades.

Aplicaciones

Esta nueva técnica tiene aplicaciones obvias en cuestiones legales y forenses, pero Davis está más entusiasmada con otras posibilidades.”Estamos recuperando los sonidos de los objetos”, dice. “Eso nos da una gran cantidad de información sobre el sonido que está pasando alrededor del objeto, además de darnos también una gran cantidad de información sobre el objeto en sí, ya que los diferentes objetos responden al sonido de diferentes maneras.” En el trabajo en curso, los investigadores han comenzado a tratar de determinar las propiedades estructurales de los objetos a partir de su respuesta visible al sonido.

Medir movimientos más sutiles que el tamaño de un píxel

Los investigadores midieron las propiedades mecánicas de los objetos que estaban filmando y determinaron que los movimientos que estaban midiendo eran de alrededor de una décima de micrómetro (una décima de millonésima de metro). Y aunque eso equivale a cinco milésimas del tamaño un píxel en una imagen de primer plano, es posible medir los movimientos de dicho píxel a partir del cambio de valor de color en función del tiempo.También, los investigadores pidieron prestado una técnica de trabajo anterior en algoritmos que amplifican las variaciones minúsculas en el vídeo, haciendo visibles los movimientos previamente indetectables. Con esto, se podría reconstruir el audio de la respiración de un bebé en la sala de neonatología de un hospital, por ejemplo.

Esa técnica pasa cuadros sucesivos de vídeo a través de una batería de filtros de imagen, que se utilizan para medir las fluctuaciones, tales como el cambio de valores de color en los límites, en varias orientaciones diferentes (por ejemplo, horizontales, verticales o diagonales), y de varias escalas diferentes.

De esta forma, los investigadores desarrollaron un algoritmo que combina la salida de los filtros para inferir los movimientos de un objeto como un todo cuando es golpeado por las ondas de sonido. Como los diferentes bordes de un objeto pueden estar moviéndose en diferentes direcciones, el algoritmo alinea primero todas las medidas para que no se anulen entre sí. Y le da mayor ponderación a las mediciones realizadas en los bordes muy distintos.

El algoritmo aplicado a videos convencionales

Los investigadores, como se mencionó más arriba, analizaron videos convencionales pero realizando una variación en el algoritmo. (Esos videos son los que podemos grabar cualquiera de nosotros con una cámara típica). El sensor de una cámara digital se compone de una matriz de fotodetectores, millones de ellos, incluso en los dispositivos de los productos básicos. De forma que a partir de ligeras distorsiones en los bordes de los objetos en el vídeo convencional, aunque invisibles a al ojo, las cuales contienen información sobre las vibraciones de alta frecuencia de los objetos, es suficiente para producir una señal de audio turbia pero potencialmente útil.

“Esto es nuevo y refrescante”, dice Alexei Efros, profesor asociado de ingeniería eléctrica e informática en la Universidad de California en Berkeley.

“Somos científicos, y a veces vemos estas películas, como las de James Bond, y pensamos: No es posible hacer eso, es ridículo. Y, de repente, ahí lo tienen. Esto está totalmente fuera de toda película de Hollywood. Usted sabe que el asesino ha admitido su culpabilidad porque hay evidencia en su bolsa de papas fritas”.