Aldebarán

ALDEBARÁN

ASTRONOMÍA Y DIVULGACIÓN CIENTÍFICA

FEBRERO 2013 Nª 40

Nebulosas planetarias

Universo acelerado

Autómatas

Púlsares

Cielo oscuro

Descubrir la astronomía en el arte

REPORTAJES 4

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Contando nebulosas planetarias ¿Cuántas nebulosas planeta-

Universo acelerado Vivimos en

rias hay en la Galaxia? Contarlas es una útil herramienta para profunizar en su naturaleza.

un universo cuya expansión se está acelerando. Ese descubrimiento supuso el premio Nobel de Física de 2011.

CIENCIA EN HISTORIAS 12 Autómatas Una breve historia de los autómatas desde los construidos por Herón de Alejandría en la Grecia clásica hasta los actuales y sofisticados robots.

EN PORTADA 14 Púlsares El descubrimiento de los púlsares en el año 1967 supuso una nueva era, no solo en la astronomía, sino también en la física fundamental.

EN EL FOCO 20 La importancia del cielo oscuro La contaminación lumínica no es sólo un problema que atañe a los astrónomos, también afecta a nuestra propia salud.

CUADERNOS DE ALEJANDRÍA 24 Descubrir la astronomía en el arte La astronomía ha sido plasmada en el arte con el reflejo de las creencias, la cultura y la forma de vida de cada momento histórico.

En portada imagen del púlsar de Cangrejo tomada por el Observatorio Chandra.

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CONTANDO

CONTANDO NEBULOSAS PLANETARIAS EL “CONTEO” DE NEBULOSAS PLANETARIAS SE ESTÁ REVELANDO COMO EFICAZ ESTRATEGIA PARA PROFUNDIZAR EN SU NATURALEZ Por Martín A. Guerrero Roncel (IAA-CSIC)

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eguramente todos nos habremos preguntado en alguna noche oscura, cuando miramos absortos al cielo, cuántas estrellas pueden encontrarse arriba en el firmamento. Por más que pueda parecernos difícil hallar una respuesta, la pregunta no deja de tener gran interés. De hecho, una buena parte de la información sobre la estructura de nuestra galaxia, la Vía Láctea, procede del conteo de estrellas. La idea es sencilla: en aquellas direcciones donde vemos mayor densidad de estrellas, podremos afirmar que nuestra galaxia tiene una mayor extensión, mientras que donde hay menos estrellas será menor.

Es como mirar a través de un bosque.

Por supuesto, el problema es un poco más complejo. En primer lugar, la Vía Láctea no tiene una estructura sencilla, sino que está compuesta por diferentes brazos espirales que se arremolinan en torno a su núcleo. En segundo lugar, nuestra ubicación en uno de los brazos espirales no facilita el trabajo.

Finalmente, pero no menos importante, la Galaxia no es igualmente transparente en todas las direcciones en las que miremos. Grandes cantidades de polvo nos impiden detectar aquellas estrellas que se encuentran a grandes distancias en su plano, el conocido como Camino de Santiago, o hacia su centro, en la constelación de Escorpio. A pesar de

todas estas complicaciones, hemos sido capaces de estimar la forma de nuestra galaxia y llegar a determinar el número de estrellas que la componen, en torno a trescientos mil millones de estrellas (un tres seguido de once ceros).

El procedimiento de contar, aunque pueda parecer burdo, es de gran utilidad en astronomía. Tomemos, por ejemplo, una porción de la Vía Láctea y contemos estrellas de diferentes tipos.

Llegaremos a la conclusión de que hay muchas más estrellas amarillas y anaranjadas, como nuestro Sol, que azules, es decir, hay muchas más estrellas

Una de las afirmaciones “clásicas” de la astronomía actual asegura que el Sol acabará su existencia como una nebulosa planetaria. de tipo solar que estrellas mucho más masivas. Estamos, pues, aprendiendo sobre la distribución de masas de las estrellas, es decir, cuántas estrellas se forman para cada intervalo de masas.

Igualmente, si contamos el número de estrellas de cada tipo en dos cúmulos globulares, veremos que la distribución no es la misma. En el cúmulo más viejo, las estrellas más azules se hallan en menor número, han desaparecido. En este caso, estamos aprendiendo que las estrellas más masivas evolucionan más rápidamente que las menos masivas. ¿Cómo acabará el Sol?

Una de las afirmaciones “clásicas” de la astronomía actual asegura que el Sol acabará su existencia como una nebulosa planetaria, una burbuja de material ionizado altamente enrarecido que rodeará lo que fuera el núcleo estelar por un corto periodo de tiempo, no mucho más de treinta mil años, antes de disiparse en el medio interestelar. En realidad, los modelos teóricos afirman que todas las estrellas con masa inicial entre 0,8 y ocho veces la masa del Sol acabarán en forma de nebulosa planetaria. Bueno, eso es lo que afirman los modelos, pero no hay observación posible que nos permita determinar los límites exactos de la masa inicial de las estrellas que se convertirán en nebulosa planetaria.

Es entonces cuando contar puede ayudarnos. Si todas las estrellas dentro de un cierto rango se convirtieran en nebulosas planetarias, como creemos ahora, entonces a partir del número de estrellas y del tiempo que les lleva su evolución será posible inferir cuántas nebulosas planetarias se forman por intervalo de tiempo. Entonces, conocido el tiempo que tarda una nebulosa planetaria en disiparse en el medio interestelar, podremos determinar cuántas nebulosas planetarias deben existir en nuestra galaxia. Por supuesto hay muchas incertidumbres en los modelos de evolución estelar, la población de estrellas y la vida media de una nebulosa planetaria, pero considerando todos ellos los modelos predicen que habríamos de esperar un número de nebulosas planetarias de entre 33.000 y 60.000. ¿Está este número en acuerdo con las observaciones?

Lo cierto es que hay grandes discrepancias. El número de nebulosas plane-

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REPORTA ES tarias que se conocía hace unos años en la Vía Láctea era de unas 2.500, muy lejos de las estimaciones teóricas incluso cuando se hacen correcciones al alza para incluir aquellas que no detectamos para llegar hasta las 8.000 nebulosas planetarias. O bien hay aspectos básicos en la evolución estelar y formación de las nebulosas planetarias que no entendemos correctamente, o bien hay una población significativa de nebulosas planetarias que no hemos hallado aún.

Buscando las que faltan Dada esta extraordinaria discrepancse ha sugerido que la formación de una nebulosa planetaria se produce solo cuando la estrella progenitora forma parte de un sistema binario. Solo así, se afirma, sería posible que la estrella progenitora, con el tirón gravitatorio adicional de la compañera, pueda deshacerse de su envoltura en una escala de tiempo lo suficientemente corta que permita que la estrella alcance la temperatura superficial adecuada para ionizar el material circundante antes de que este se disipe en el medio interestelar. ¿Será entonces posible que nuestro Sol no llegue a convertirse nunca en nebulosa planetaria?

¿Será entonces posible que nuestro Sol no llegue a convertirse nunca en una nebulosa planetaria?

Antes de llegar a esta conclusión, hemos de continuar la búsqueda de nuevas nebulosas planetarias, estar seguros de que las hemos detectado todas o, al menos, que sabemos cómo corregir el número de objetos que se han detectado con el cálculo de los que no lo han sido. En los últimos años se han llevado a cabo grandes esfuerzos observacionales en busca de nuevas nebulosas planetarias. El primero de ellos, liderado por Quentin Parker (Macquarie University, Australia), se conoce como MASH. Este trabajo ha descubierto en torno a 1.250 nuevas nebulosas planetarias. Por tanto, por sí solo MASH ha aumentado en un 75% la población de nebulosas planetarias de la Galaxia. Pero MASH

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Arriba, imagen en falso color obtenida de la Nebulosa del Collar por Daniel López (IAC).

Abajo, imagen de una nebulosa nueva hallada por los investigadores del proyecto IPHAS.

no solo ha proporcionado el mayor incremento en el número de nebulosas planetarias sino que, dado que todas las observaciones fueron llevadas a cabo con la misma instrumentación, la muestra tiene una gran homogeneidad, lo que confiere gran valor a los estudios estadísticos que de ella puedan derivarse. Y, tal vez lo que es más importante, todas estas nuevas detecciones han sido seguidas por un intenso programa de observaciones espectroscópicas que han confirmado la naturaleza de las fuentes y, en un cierto número de casos, han excluido el objeto.

En el hemisferio norte también se han desarrollado esfuerzos en este sentido. El primero que debemos mencionar ha sido liderado por George Jacoby (WIYN Observatory, USA) y ha estado centrado en la búsqueda de elusivas nebulosas planetarias extensas de muy bajo brillo superficial. Para este trabajo, el Dr. Jacoby ha “reclutado” a un grupo de voluntariosos astrónomos aficionados que, tras repartirse diferentes áreas del cielo, han analizado minuciosamente las placas fotográficas del Digital Sky Survey. El resultado ha sido sorprendente: decenas de nuevas ne-

CONTANDO NEBULOSAS PLANETARIAS bulosas planetarias que habían pasado anteriormente inadvertidas. Los astrónomos aficionados no han trabajado en balde. Muchos de estos objetos, como el que se muestra en una de las imágenes, se conocen ahora por el nombre de sus descubridores. Como se suele decir, el trabajo duro tiene su recompensa …

Peinando el hemisferio norte A pesar de estos progresos, faltaba una aportación similar a la de MASH en los cielos del hemisferio norte. Esta ha sido realizada por IPHAS, un proyecto liderado por Romano Corradi (Instituto de Astrofísica de Canarias) que ha posibilitado la identificación de más de mil candidatos a nebulosa planetaria; algunas de ellas tan espectaculares como la Nebulosa del Collar que se muestra en estas páginas.

Las características de IPHAS son, en muchos sentidos, similares a las de MASH, del que puede considerarse un perfecto seguimiento para el hemisferio norte. Sin embargo, no existe un seguimiento espectroscópico sistemático de estos candidatos que nos permita con-

Se ha iniciado un programa de confirmación espectroscópica de la muestra de candidatos IPHAS desde el observatorio de Sierra Nevada.

firmar su naturaleza de nebulosa planetaria. Con tal fin, se ha iniciado un programa piloto de confirmación de la muestra de candidatos IPHAS usando el espectrógrafo ALBIREO en el telescopio de 1,5 metros del Observatorio de Sierra Nevada en colaboración con Corradi. Si los resultados son satisfactorios, como esperamos, el proyecto se extenderá durante años hasta observar todos aquellos candidatos con brillo superficial suficientemente alto para ser observados con esta configuración instrumental.

Será un largo camino que esperamos conduzca a un número significativo de publicaciones y producció científica. Podremos refinar la muestra de nebulosas planetarias de IPHAS y de-

Imagen de la Nebulosa del Gato.

terminar propiedades básicas como la excitación nebular (relacionada con la temperatura superficial de la estrella), la densidad y temperatura del gas nebular, la extinción hasta el objeto y su composición química. También esperamos encontrar objetos exóticos, en absoluto relacionados con las nebulosas planetarias, pero que serán interesantes por sí mismos.

Volviendo al inicio, este trabajo nos servirá para seguir contando objetos, separando el grano de la paja. Sabremos con mayor precisión cuál es la densidad espacial de nebulosas planetarias en

nuestra galaxia, cómo se distribuyen en ella y cuál es su población total. Estos resultados son importantísimos para conocer la influencia de las estrellas progenitoras de nebulosas planetarias en la evolución química de las galaxias, al contribuir al enriquecimiento del medio interestelar. Y tal vez lleguemos a entender la evolución de estas estrellas y la formación de las nebulosas planetarias lo suficientemente bien para que, cuando alguien nos pregunte cómo acabará el Sol, sepamos dar una respuesta acertada.

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U NI VER SO El premio Nobel de Física 2011 “por el descubrimiento de la expansión acelerada del Universo mediante observaciones de supernovas lejanas”.

ACELERADO

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CONTANDO

EL PREMIO NOBEL DE FÍSICA 2011 HA RECAIDO EN SAU PERLMUTTER, BRIAN SCHMIDT Y ADAN RIESS “POR EL DESCUBRIMIENTO DE LA EXPANSIÓN ACELERADA DEL UNIVERSO MEDIANTE OBSERVACIONES DE SUPERNOVAS LEJANAS” Por Miguel Ángel Pérez-Torres (IAA-CSIC)

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i lanzamos una moneda al aire, la aceleración que 1994 iniciaron un proyecto similar, el de la “Búsqueda de inicialmente tenía la moneda se ve mermada por la Supernovas a Alto Desplazamientoal Rojo (High-z Superatracción gravitatoria de la Tierra, que frena su asnova Search Team). censo y finalmente la hace caer nuevamente al suelo.

Si viéramos que la moneda sigue y sigue acelerándose, usted ¿Por qué usar supernovas de Tipo Ia? (y yo también) se llevaría una buena sorpresa y, si no hay truco, tendríamos que buscar una explicación a este nuevo Ambos equipos esperaban encontrar y medir, la desacelerafenómeno. Algo así es lo que les ocurrió a los laureados con ción del universo. Para ello fueron a la caza y captura de las el premio Nobel de Física de 2011, los estadounidenses Saul supernovas de Tipo Ia más lejanas de nosotros, con distanPerlmutter, Brian Schmidt y cias de hasta seis mil millones Adam Riess. El objetivo que de años luz, con el objetivo de perseguían estos científicos, La mayor parte de los astrónomos dámedir la distancia hasta ellas aunque ambicioso, no era otro de modo muy preciso. bamos por hecho hasta finales de los 90 ¿Por qué usar supernovas de que el de medir la desaceleración del universo en el que viTipo Ia? Las supernovas de vimos, utilizando observacio- que vivíamos en un universo que, como la Tipo Ia resultan de la muerte nes de supernovas del universo explosiva de enanas blancas, moneda lanzada al aire, eventualmente un tipo de estrellas muy comlejano. La mayor parte de los astrónomos dábamos por hepactas, que hacia el final de su cho hasta finales de los 90 que frenaría su expansión. vida tienen empaquetada una vivíamos en un universo que, masa tan grande como la de como la moneda lanzada al nuestro sol en un radio que es aire, eventualmente frenaría su expansión. La conclusión a apenas el de nuestro planeta. Así, la densidad de una enana la que llegaron los equipos de Perlmutter y de Schmidt y blanca es más de un millón de veces la densidad de la de Riess no pudo ser más sorprendente: El universo, que empenuestro sol, así como la gravedad, que sólo es superada en el zó hace casi catorce mil millones de años su expansión ¡¡se universo por las estrellas de neutrones y los agujeros negros. estaba acelerando!!

Las estrellas que se convertirán en enanas blancas coEste espectacular resultado, que golpeó los cimientos mienzan su vida con una masa menor que ocho veces la de la Cosmología observacional y teórica modernas, fue el masa de nuestro sol. La enana blanca se forma cuando la premio a un trabajo iniciado en 1988 por Saul Perlmutter, estrella, tras haber consumido todo el hidrógeno y helio quien lideraba el “Proyecto de cosmología con supernovas” durante las reacciones termonuclearesque tienen lugar en (Supernova Cosmology Project) y, de modo independiente, su interior, no tiene más energía en su núcleo. Es en ese el del equipo de Brian Schmidt y Adam Riess, quienes en momento cuando hablamos de que la estrella es una enana

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REPORTA ES blanca, y esencialmente está constituida de carbono y oxígeno. Sin embargo, las enanas blancas pueden proceder de un sistema sencillo, constituido por una única estrella, como nuestro sol, o bien de un sistema binario. Son estas últimas enanas blancas, que eventualmente explotarán como supernovas Ia, las que son de interés para la cosmología. En estos sistemas binarios, la enana blanca succiona material a la estrella compañera , ya que la gravedad en su superficiees muy superior a la de su compañera.

aplicando la ley de que el brillo disminuye con el cuadrado de la distancia a la candela (=supernova), podemos obtener las distancias a todas las supernovas, del mismo modo que si conocemos cuánta luz emite una vela (=candela) que se encuentre a un metro de distancia, podemos determinar exactamente la distancia a velas que se encuentren a distintas distancias, simplemente midiendo cuánta luz nos llega de cada una de ellas.

Con todo, falta una pieza en este puzzle para justificar por qué las supernovas Ia han sido fundamentales en el trabajo de los laureados con el premio Nobel de Física de 2011.

Esta pieza, que convertía a las supernovas de Tipo Ia en algo crucial para alcanzar el objetivo de Perlmutter, Schmidt y Riess esque el brillo intrínseco(es decir, la luminosidad) de las explosiones de supernovas de tipo Ia es prácticamente el mismo para todas ellas, ya que todas estas supernovas explotan con una masa característica, igual a 1,44 veces la masa de nuestro sol.

Las supernovas Ia son los eventos más brillantes en el universo, superados únicamente por las explosiones de rayos gamma (Gamma-Ray Bursts, GRBs). Una sola supernova Ia puede emitir tanta luz como la de toda la galaxia donde explota, durante varias semanas. Esto permite observar supernovas Ia que explotaron en épocas muy anteriores a la del universo actual, de modo que pudieran contrastarse las hipótesis de aceleración/desaceleración del universo.

Sin embargo, para obtener resultados robustos se necesita observar muchas supernovas Ia. En principio, esto no representa un problema si tomamos el universo como un todo, pues se estima que el número de supernovas Ia que explotan en todo el universo es de unas diez por minuto. Sin embargo, para una galaxia típica, la tasa de explosión de supernovas Ia es de apenas una, o dos, cada mil años. Es decir, hay que observar varios miles de galaxias al añopara en pocos años poder tener datos de supernovas Ia que desde un punto de vista estadístico sean razonablemente robustos.

Caza y captura de supernovas Ia

Esta masa es conocida como el límite de Chandrasekhar, en honor del astrofísico hindú que, en 1930, demostró teóricamente la existencia de esta masa límite. (Chandrasekhar recibió el premio Nobel en 1983 por sus numerosas contribuciones al conocimiento del interior de la física de las estrellas).

Es precisamente esta uniformidad en la masa con las que explotan las enanas blancas las que las hace tan útiles, pues es gracias a ello que todas explotan con una luminosidad muy, muy parecida, lo que las convierte en “candelas estándar” y por tanto en un excelente patrón para medir distancias. Si conocemos la distancia a una de estas supernovas,

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Los equipos de Perlmutter, Schmidt y Riess se lanzaron pues a la caza y captura de supernovas muy distantes en el universo, de modo que las distorsiones producidas por la aceleración o desaceleración en el universo local no afectara sus resultados. Para ello, observaban dos veces las galaxias donde esperaban encontrar supernovas Ia y siempre en fase de Luna Nueva. Las imágenes se comparaban automáticamente, sustrayendo una de otra –tomada como referencia- para detectar candidatos a supernovas Ia. Una vez confirmadas las supernovas candidatas, la luz de las galaxias huésped tenía que sustraerse de la luz de las supernovas, para así estimar el brillo intrínseco de las supernovas. Asimismo, los investigadores tuvieron que corregir la luz debido a la existencia de polvo entre las galaxias, y que modifica la luz que recibimos de las supernovas.

UNIVERSO ACELERADO El universo acelerado y la constante cosmológica ¿Pero cómo medir esa aceleración, o desaceleración del universo, midiendo sólo distancias a supernovas? Como el brillo intrínseco de las supernovas Ia es el mismo, la distancia a las supernovas viene determinada por el brillo aparente que medimos con los telescopios. De este modo, Perlmutter, Schmidt y Riess midieron el brillo aparente de supernovas muy lejanas, lo que directamente les daba las distancias a las mismas. Perlmutter, Schmidt y Riess esperaban encontrar evidencias de que vivíamos en un universo donde la materia era tan grande que frenaba su expansión. Para ello, las supernovas observadas tendrían que haber sido muy brillantes, ya que al haberse frenado la expansión del universo, las distancias a las supernovas serían menores que si el universo no se hubiera frenado. Sin embargo, lo que encontraron fue justo lo contrario: el brillo de las supernovas más lejanas era más débil del esperado. Tan débil, que las distancias eran mayores incluso de las que esperaríamos si el universo hubiera seguido una expansión a velocidad constante. Por tanto, la expansión del universo tenía que estar acelerándose.

El descubrimiento de que vivimos en un universo que se acelera tiene enormes implicaciones. Incluso antes del descubrimiento de la ley de Hubble, que nos dice que las galaxias se separan unas de otras a velocidades proporcionales a la distancia a las galaxias, ya se había sugerido que quizá viviéramos en un universo abierto (un universo que se expande aceleradamente), o bien cerrado (un universo en que la atracción gravitatoria vence al Big Bang inicial y finalmente colapsa), o quizá plano (donde la expansión del universo disminuiría con el paso del tiempo). Einstein, en sus famosas ecuaciones, incluyó una constante cosmológica, conocida también como energía oscura, para evitar la solución de un universo en expansión, ya que era una posibilidad que no le gustaba. Mucho más tarde, Einstein consideró la inclusión de dicha constante uno de sus mayores errores, y la quitó de sus ecuaciones.

Los resultados obtenidos por Perlmutter, Schmidt y Riess constituyen la confirmación de que la constante cosmológica en las ecuaciones de Einstein no fue un error, sino que resultó una solución brillante. Gracias a los laureados con el premio Nobel de Física, sabemos que vivimos en un universo dominado por energía oscura. Si hay una constante cosmológica, el universo está destinado a acelerarse, incluso si el universo en que vivimos es plano. Esta aceleración del universo sería debida a la energía oscura, que en los inicios del universo constituiría una pequeña parte de toda la energía. A medida que materia se fue diluyendo con la expansión del universo, la energía oscura fue dominando en el universo, y actualmente constituye aproximadamente el 70% de toda la energía presente en el universo. Del 30% restante, un 25% está en forma de “materia oscura” (que no emite luz) y sólo un 5% es “materia bariónica”, la materia de la que están hechos los planetas, las estrellas y nosotros mismos

Gracias a los laureados con el premio Nóbel de Física, sabemos que vivimos en un universo dominado por la energía oscura.

El descubrimiento de la expansión acelerada del universo por Perlmutter, Schmidt y Riess es un hito en la cosmología moderna, tan significativo como el descubrimiento de las variaciones de temperatura de la radiación del fondo cósmico de microondas, y por el que los científicos John Mather y George Smoot recibieron el premio Nobel de Física en 2006.

De izquierda a derecha: Adam G. Riess, Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt.

En efecto, el descubrimiento de la expansión del universo, así como de su aceleración, ha significado un enorme avance en la comprensión de la evolución y el destino final del universo en que vivimos, al confirmar que está dominado por energía, no por materia, y que además esta energía es oscura.

Sin duda, los investigadores que resuelvan el nuevo misterio abierto por la aceleración del universo, es decir, de qué están hecha la materia y energía oscuras, conseguirán un no menos merecido premio Nobel que el obtenido en 2011 por Perlmutter, Schmidt y Riess.

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CIENCIAEN hISTORIAS

AUTOMATAS

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AUTÓMATAS BREVE HISTORIA DE LOS AUTÓMATAS DESDE LA GRECIA CLÁSICA HASTA NUESTROS DÍAS

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n 1922 se estrenó en Nueva York una extrañísima obra de teatro de un dramaturgo checo llamado Karel Capek. La obra se llamaba “R.U.R” , una oscura y opresiva distopía donde una especie de seres humanos eran ensamblados por piezas en una enorme cadena de montaje, con la posterior misión de desempeñar las labores más ingratas de la sociedad. Es seguro que semejante tostón jamás hubiera tenido el honor de abrir un artículo de esta sección, de no ser porque dichos personajes eran bautizados con el nombre de ROBOTS -que en checo viene a significar “trabajo duro”- y que, desde un punto de vista histórico, es probablemente la primera aparición de este concepto que, con el tiempo, daría nombre a toda una ingeniería: la robótica.

Pero si hablamos de autómatas, la cosa viene de más antiguo, nada más y nada menos que de la Grecia clásica; de hecho, la palabra autómata procede del griego “automatos”, que significa “espontáneo o con movimiento propio”. Los primeros autómatas de los que se tiene registro los construyó, en algún momento entre el año 10 al 70, el gran Herón de Alejandría, quien además es autor de lo que podría considerarse el primer libro de robótica, “Los Autómatas”, donde describía sus mecanismos (la mayoría diseñados para el entretenimiento), como aves que gorjeaban o estatuas que servían vino. La moda se extendió e incluso el gran Leonardo da Vinci diseñó al menos dos autómatas. Uno de ellos se considera el primero con forma humana y consistía en un caballero vestido con armadura medieval capaz de saludar en las recepciones reales. Leonardo lo diseñó en 1495, aunque no hay constancia de que lo construyera -algo que sí se ha hecho recientemente siguiendo paso a paso sus esquemas-.

Es ya en el siglo XVII cuando se extendió por toda Europa la obsesión por intentar reproducir lo más fielmente posible la anatomía de los seres vivos.

Por ejemplo, Jaques de Vaucanson inventó un pato mecánico cuyo sistema digestivo era capaz de imitar de manera exacta el de un pato verdadero -¡incluso convertía el grano en excremento!-, aunque luego se descubrió que todo era un truco mecánico...

En el siglo XVIII apareció el más increíble creador de autómatas de la historia, Pierre Jaquet-Droz, quien construyó tres autómatas que aún hoy despiertan la fascinación más absoluta: “La pianista”, una autómata de dos mil quinientas piezas capaz

de interpretar de manera real una partitura al órgano con sus propios dedos; “El dibujante”, de dos mil piezas, un niño capaz de realizar hasta cuatro dibujos diferentes desde el esbozo en lápiz hasta los retoques finales; o el más inaudito de todos, “El escritor”, un autómata de seis mil piezas capaz de escribir a pluma diferentes textos en inglés y francés siguiendo con su mirada lo que escribe. Los tres autómatas se pueden contemplar en el Musée d’Art et d’Histoire de Neuchâtel en Suiza.

Y en este periplo por la historia de los autómatas no podemos olvidar al pueblo japonés, que ya entre los siglos XVIII y XIX construía mecanismos de una alta complejidad que empleaban especialmente en pequeñas obras de teatro. Se les llamaba KARAKURI y reflejaban el amor y la fascinación que el pueblo japonés aún siente por los autómatas.

Pero el gran despegue de la robótica como ingeniería se dio en el siglo XX, especialmente con la aparición de la electrónica. En la feria mundial de nueva York de 1939 se presentó uno de los primeros robots humanoides: ¡¡ELEKTRO!! Varios pies de altura de puro aluminio, un vocabulario de setecientas palabras y son capacidad para ejecutar hasta veintiséis movimientos diferentes en respuesta a la voz humana. Eso sí, hoy en día lo hubieran reducido enseguida a chatarra, porque fumaba en sitios públicos.

A finales de los años cuarenta surgió un avance fundamental para la robótica: se desarrollaron los primeros computadores, y George Devol diseñó el primer robot programable. A partir de este instante comenzó una espiral in crescendo en el desarrollo de sistemas robóticos cada vez más complejos, especialmente cuando en 1979 un cochecito llamado “Stanford Cart” cruzó exitosamente un salón lleno de sillas sin ayuda de un teleoperador. Fue uno de los primeros robots capaces de tomar decisiones a partir del análisis del entorno. Pero ya antes, en 1961, se había puesto en funcionamiento el primer robot industrial en una planta de ensamblaje de automóviles de General Motors, y en 1976 ya se utilizaban brazos robot en las sondas espaciales Viking 1 y 2.

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CONTANDO

PÚLSARES: LOS FAROS PARA NAVEGANTES CÓSMICOS LOS PULSARES SE ESTÁN REVELANDO COMO OBJETOS FASCIANTES, CUYO ESTUDIO ABARCA DESDE LA FÍSICA ESTELAR HASTA LA FÍSICA GRAVITACIONAL O LA ELECTRODINÁMICA CUANTÍCA. Por Antxon Alberdi (IAA-CSIC)

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l descubrimiento de los púlsares en el año 1967 supuso el nacimiento de una nueva era no solo en astrofísica, sino también en física fundamental. Como desarrollaremos a lo largo de este artículo, los púlsares son objetos con una densidad enorme, donde la materia está sometida a unas condiciones extremas. También constituyen relojes extremadamente estables y son herramientas muy útiles para la investigación en muchas ramas de la astrofísica. Así, a lo largo de estos cuarenta y cinco años, los púlsares han servido como fuente de información única para estudios sobre interior de las estrellas de neutrones, la estructura de la Vía Láctea, el medio interestelar, la física y evolución estelar, la física gravitacional o la electrodinámica cuántica. ¿Qué son los púlsares?

Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación, altamente magnetizadas, que emiten un cono de radiación muy estrecho a lo largo del eje magnético. Debido a ello, únicamente detectamos su ­radiación en una fracción muy pequeña de su periodo de rota­ción, cuando el cono de radiación intercepta la dirección del observador, y se comportan de una forma parecida a un faro. Los periodos típicos oscilan entre 1,4 milisegundos y 8,5 segundos de tiempo, y en todos los casos se van relajando con el tiempo. Su campo mag­nético característico oscila entre valores de cien millones de gauss para los ­púlsares con periodos de milisegundos hasta el billón de gauss para los de periodos de segundos -como comparación, el campo magnético del Sol oscila entre uno y dos gauss de media-. Pueden llegar incluso a valores de miles de billones de gauss en el caso de unos púlsares muy peculiares, los magnetares.

Aunque los púlsares fueron inicialmente detectados en ondas de radio, en los últimos años han sido detectados también a altas energías, lo que ha convertido el estudio de estos objetos en una ciencia multirrango. De hecho, podríamos decir que su definición ha ido evolucionando de considerarse “una fuente astrofísica que emite radiación pulsada en longitudes de onda de radio” a considerarse “una fuente astrofísica que emite radiación pulsada debido a

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EN PORtADA

su rotación y cuya emisión tiene su origen en la energía rotacional del sistema”.

Los púlsares nacen en las explosiones de supernova de estrellas masivas. Se trata de objetos extremadamente compactos, que pueden contener el equivalente a toda la materia del Sistema Solar en una esfera de veinte kilómetros de diámetro. La estructura de las estrellas de neutrones es extremadamente compleja, con densidades que aumentan desde una tonelada por centímetro cúbico en su superficie hasta los cientos de millones de toneladas por centímetro cuadrado en su centro. Las capas más exteriores constituyen un sólido rígido con una estructura cristalina formada fundamentalmente por núcleos de hierro. En sus capas más internas está formado por una mezcla de material superfluido y superconductor, formado esencialmente por neutrones, con una pequeña proporción de protones y electrones.

La superfluidez es un estado de la materia caracterizado por la ausencia de viscosidad (así, en un circuito cerrado, la materia en este estado fluiría interminablemente.

La superconductividad es la capacidad que poseen ciertos materiales para conducir corriente eléctrica sin resistencia ni pérdida de energía en determinadas condiciones.

Como se trata de imanes intensísimos en rotación, los púlsares emiten radiación electromagnética asociada al campo magnético.

Ello supone que parte de la energía de rotación se transforma en radiación electromagnética, lo que supone una disminución progresiva en la velocidad de rotación y, por lo tanto, un incremento en el periodo de rotación. Existe una causa adicional de deceleración: el fluyo de partículas relativistas que emana de las regiones polares (denominado “viento del púlsar”) ejerce un frenado sobre la rotación.

Aunque tan solo una pequeña fracción (una diezmilésima o una millonésima) de la energía rotacional perdida debido al aumento del periodo se transforma en emisión en radio, la mayoría de los púlsares han sido detectados en esta longitud de onda -lo que se debe, en buena medida, a la falta de capacidad tecnológica para detectarlos en rayos X o gamma (algo que ha cambiado en los últimos años con observatorios como Fermi o Chandra).

Es importante reseñar que un púlsar viene esencialmente caracterizado por su periodo de rotación y por la variación (ralentización) del mismo con el tiempo, lo que se conoce en inglés como el spin down rate. Los valores típicos de variación del periodo oscilan entre 10-12 segundos por segundo para los púlsares más jóvenes y 10-21 segundos por segundo para los más viejos (es decir, para que el periodo de un púlsar viejo se retrase un segundo han de transcurrir más de treinta billones de años). ¿Cómo emiten luz los púlsares?

La luminosidad que emite un púlsar en cada periodo es muy pequeña debido a que la región emisora es de tamaño reducido y se encuentran bastante distantes. Pese al tiempo que llevamos investigando estos objetos, no se comprende completamente cuál es su mecanismo de emisión, pero sí se tienen claras algunas ideas básicas: La estrella de neutrones magnetizada y en rotación genera un

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p ÚLSARES

campo eléctrico que es lo suficientemente intenso (la fuerza asociada al campo eléctrico es un billón de veces más intensa que la fuerza gravitatoria) como para arrancar partículas cargadas -electrones- en algunas regiones de la superficie estelar. El campo eléctrico acelera estas partículas, que viajan siguiendo las líneas de campo magnético y pueden alcanzar velocidades próximas a la de la luz (relativistas) en apenas unos centímetros de viaje. Estas partículas cargadas y aceleradas emiten fotones en rayos gamma que, debido a la interacción con el campo magnético y por el proceso de creación de pares, se convierten en pares de electrones y positrones. Estos últimos son nuevamente acelerados y, a los pocos centímetros, vuelven a producir rayos gamma, y así sucesivamente. De este modo, la liberación de electrones de la superficie produce una cascada de partículas que va “rellenando” la magnetosfera.

El campo magnético hace que el plasma denso formado por estas partículas cargadas “arrastradas” rote simultáneamente con el púlsar. Sin embargo, esta rotación simultánea se extiende tan solo hasta una distancia de la estrella tal que la velocidad lineal de las partículas se equipare a la velocidad de la luz. Esta distancia define el denominado cilindro de luz, que divide las líneas de campo magnético en dos familias: abiertas y cerradas..

El plasma atrapado en las líneas de campo cerradas rotará simultáneamente con el púlsar para siempre; al contrario, el plasma que sigue las líneas de campo abiertas alcanzará velocidades relativistas y podrá escapar de la magnetosfera, creando el cono de radiación a una distancia de unos cientos de kilómetros de la superficie estelar. Este cono es tanto más estrecho cuanto más relativistas sean las partículas emisoras; por ello, el observador detectará la radiación únicamente cuando apunta directamente hacia él.

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EN PORtADA

Púlsares: laboratorios de física Los púlsares constituyen excelentes laboratorios de física general y, en particular, de física gravitacional y relatividad general. Esta idea se reforzó con el descubrimiento en el año 2003 del primer púlsar binario, o púlsar doble, que fue el sistema J0737-3039A-B.

EVOLUCIÓN Y POBLACIÓN DE LOS PÚLSARES

Imagen en rayos X del pulsar del Cangrejo

Se trata del sistema binario más relativista jamás estudiado, combinado además con eclipses entre los dos objetos y una interacción muy fuerte entre ambos. A través de un seguimiento cuidadoso de los periodos de ambos, y de los tiempos de demora de llegada de la señal a distintas frecuencias (pulsar timing) a lo largo del periodo orbital, se han podido determinar con una precisión inusitada los parámetros físicos del sistema y obtener el mejor test observacional nunca realizado de la teoría de la relatividad general.

Un pulsar binario con un agujero negro como compañero proporcionará el escenario perfecto para los estudios de gravitación relativista.

En efecto, además de los parámetros keplerianos característicos de la órbita (periodo del sistema binario, semieje mayor de la órbita, excentricidad, longitud y época del periastro) se han podido medir experimentalmente los parámetros post keplerianos (el retardo de Shapiro asociado con el paso de la luz cerca de un objeto masivo, el corrimiento al rojo gravitacional asociado a campos gravitacionales muy intensos, el decaimiento y la precesión de la órbita) del púlsar doble y compararlos con las predicciones teóricas. El acuerdo es mejor que una parte en diez mil para cuatro de estos parámetros. ¡Es un resultado excepcional!

Y el gran reto de la investigación en púlsares es la búsqueda de un púlsar en la vecindad de SgrA*, el agujero negro en el centro de la Vía Láctea. Un púlsar binario con un agujero negro como compañero proporcionaría el escenario perfecto para los estudios de gravitación relativista. Y si ese agujero negro fuera SgrA*, a través de las medidas ultraprecisas del tiempo de llegada de la señal del púlsar, se podría determinar la masa de SgrA* con una precisión de varias masa solares (a día de hoy, el margen de error oscila entre las veinte mil y las treinta mil masas solares) y medir su spin (momento angular) con una precisión equivalente. Este es sin duda uno de los grandes retos de la astrofísica para los próximos años.

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La emisión de los púlsares, que es energía asociada al campo magnético que lo caracteriza, proviene de la energía rotacional por lo que su periodo de rotación se va relajando con el tiempo. Observando con regularidad un púlsar pueden determinarse con gran precisión los valores de su periodo y ralentización del mismo. Y todos los púlsares pueden ubicarse en un sencillo gráfico en el que se representan ambos valores en los ejes de coordenadas (imagen).Usando aproximaciones físicas muy sencillas, podemos acotar varios parámetros que caracterizan la física de los púlsares mediante la determinación observacional de su periodo y la relajación del mismo, como la intensidad del campo magnético, la edad y la luminosidad total.

En la imagen se representan todos los púlsares en un esquema bidimensional en función del periodo y su variación. La gráfica muestra más de dos mil radio púlsares, con periodos comprendidos entre 1,40 milisegundos (PSR J1748-2446ad) hasta 8,5 segundos (PSR J2144-3933). De ellos, ciento setenta son púlsares que pertenecen a sistemas binarios, con periodos orbitales para el sistema que varían entre noventa y cinco minutos (PSR J0024-7204R) y algo más de cinco (PSR J1638-4725). Las estrellas compañeras son estrellas de la secuencia principal, enanas blancas, estrellas de neutrones o planetas. Se muestra también un púlsar doble (PSR J0737-3037A/B).

En la gráfica se representan líneas diagonales de campo magnético constante, desde 1010 gauss hasta 1013 gauss e incrementándose hacia la parte superior, líneas de edad constante (desde cien mil años hasta mil millones de años, incrementándose hacia la parte inferior) y de potencia emitida constante (de 1033 a 1036 ergios por segundo, incrementándose hacia la izquierda).

p ÚLSARES

segundos), muestran variaciones entre 10-13 y 10-10 segundos por segundo, campos magnéticos superiores a 1014 gauss y son, además, muy jóvenes. Recordamos en este punto que los magnetares no se han detectado en radio.

VIDA Y MUERTE DE LOS PÚLSARES Podríamos pensar en un posible evolución en la vida de los púlsares: se considera que los púlsares nacen con un rango de distribución de periodos de entre 14 y 140 milisegundos de tiempo. Con la edad, van evolucionando hacia la parte central del diagrama (periodos típicos de 600 milisegundos), donde pasan la mayor parte de su vida -puede observarse que, en esa evolución, pasan de emitir una energía de 1036 ergios/segundo hasta valores de 1033 ergios/segundo. Como no se conocen radio púlsares con un periodo de giro por encima de los ocho segundos, se cree que una estrella de neutrones deja de funcionar como púlsar cuando su periodo llega a este valor máximo, que se alcanzaría cuando el objeto alcanza los diez millones de años de edad. El motivo de la “muerte” reside en que, al decelerar la rotación, el campo eléctrico generado pierde fuerza y, o bien ya no puede arrancar partículas cargadas o es incapaz de acelerarlas para producir radiación.

CONCLUSIONES QUE SE EXTRAEN DE LA GRÁFICA La mayoría de los púlsares se encuentran en torno a periodos de 0,6 segundos y variación de 10-15 segundos por segundo, con edades de entre uno y diez millones de años y campos magnéticos del orden de 1012 gauss.

- Los púlsares más jóvenes se sitúan en la parte superior de la figura: presentan edades inferiores a cien mil años, campos magnéticos más intensos (de alrededor de 1013 gauss) y variación del orden de 10-12 segundos por segundo, lo que significa que ralentizan su periodo más rápidamente.

- Los púlsares más viejos se sitúan en la parte inferior izquierda de la figura: presentan edades superiores a cien millones de años, campos magnéticos inferiores a 1010 gauss, periodos del orden del milisegundo de tiempo y variaciones inferiores a 10-18 segundos por segundo, lo que indica que disminuyen muy lentamente. Corresponden a la población más vieja de todos los púlsares conocidos.

- Los magnetares (puede verse un artículo sobre ellos en el número 26 de esta revista), situados en la parte superior derecha, corresponden a estrellas de neutrones que rotan lentamente (periodos de dos a doce

Quedarían fuera de ese esquema los púlsares de periodo de milisegundos, mucho más viejos, que parecerían corresponder a “púlsares reciclados”, provenientes de un púlsar binario muerto.

Los magnetares no encajan tampoco en este esquema porque la emisión no parece surgir de la pérdida de energía rotacional, sino de la energía asociada con los enormes campos magnéticos presentes en este tipo de estrellas. La asociación entre los magnetares y los remanentes de supernova parece confirmar la juventud de estas fuentes. Los magnetares emiten fundamentalmente en altas energías, rayos X y gamma; el hecho de que no se detecten en radio parece estar relacionado con el campo magnético tan intenso, que impediría la formación del plasma de partículas cargadas que emite en estas longitudes de onda.

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CONTANDO

LA IMPORTANCIA DEL CIELO OSCURO

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CONTANDO

DESCUBRIR LA ASTRONOMÍA EN EL ARTE

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Cuadernos de Alejandría

LA ASTRONOMÍA EN EL ARTE A TRAVÉS DEL TIEMPO Y DEL ESPACIO Desde hace miles de años el ser humano ha mirado hacia las estrellas por razones muy diversas. Allí ha colocado el hogar de sus dioses y plasmado sus mitos. En ellas ha buscado señales de augurios sobre lo que va a acontecer y ha encontrado un método para orientarse en sus viajes.

La creencia de que todo lo que sucede en la Tierra está escrito en el cielo y el hecho de que fenómenos astronómicos como el día, la noche y las estaciones hayan marcado siempre nuestra forma de vida, han hecho que el ser humano haya querido comprender el Universo desde tiempos inmemoriales. La Astronomía, por tanto, ha sido parte intrínseca de todas las culturas y ello ha quedado patente en las expresiones artísticas de diferentes épocas y lugares.

La forma en que los fenómenos astronómicos han sido plasmados en el arte es a menudo un fiel reflejo de las creencias religiosas, la cultura y la forma de vida de aquellas sociedades. Dependiendo de todo ello, así ha sido su manera de apreciar el Universo. De este modo se explica que en diferentes culturas el mismo fenómeno (por ejemplo, un eclipse de Sol) se haya representado de maneras muy distintas. En particular, en los últimos siglos el avance del conocimiento científico y de nuestra LA TIERRA EN EL UNIVERSO La posición que la Tierra y por tanto el ser humano ocupan en el Universo, han sido temas centrales en filosofía, religión y ciencia a lo largo de milenios. Como consecuencia, también lo han sido en el arte. Ha habido dos modelos fundamentales (pero no los únicos) que han dominado según la época y el lugar. El modelo geocéntrico postula que la Tierra ocupa el centro del Universo. Fue propuesto por Ptolomeo en el s. II d.c., heredando las ideas que Platón y Aristóteles defendieron varios siglos antes. Copérnico (1473-1573) propuso el modelo heliocéntrico según el cual el Sol ocupa el centro del Universo.

Así recuperó las ideas olvidadas de Aristarco de Samos (310-230 a.C.). Aunque hoy sabemos que ni uno ni otro son válidos, el modelo heliocéntrico supuso un paso de gigante no sólo científico, sino también filosófico, ya que destronaba al ser humano de su posición privilegiada en el centro del Universo.

Este cambio de visión ha quedado patente en numerosas obras de arte. Aquí se muestran dos representaciones del Universo integradas en dos libros publicados en 1493 y 1660 respectivamente: “Crónicas del Mundo” de Hartman Schedel (Alemania, 1440-1514), un libro incunable sobre la historia del mundo; y “Harmonia Macrocosmica” de Andreas Cellarius (Alemania/Holanda, 1596-1665), una recopilación de los mapas del cielo más bellos de su tiempo. En ambos dibujos el Universo se presenta como una serie de capas esféricas concéntricas siguiendo las ideas aristotélicas, cada una ocupada por uno de los planetas conocidos entonces. Schedel adopta un modelo geocéntrico (arriba), mientras que Cellarius representa un Universo heliocéntrico (abajo).

Arriba, el Universo según el modelo geocéntrico (dibujo publicado en las Crónicas del Mundo, Hartman Schedel, Alemania/Holanda, 1493). Abajo, el Universo según el modelo heliocéntrico (derecha, dibujo publicado en Harmonia Macrocosmica, Andreas Cellarius, Alemania, 1661).

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Descubrir la astronomía en el arte

LA VÍA LÁCTEA La Vía Láctea, nuestra galaxia, se aprecia en una noche estrellada como una banda difusa y blanquecina que cruza la bóveda celeste. Dicha banda ha sido representada con diferentes motivaciones en el arte..

Ramsés VI reinó en Egipto entre 1143 y 1136 a.C. aproximadamente. Su tumba en el Valle de los Reyes está profusamente decorada. Entre las pinturas encontradas se hallan representaciones de Nut, la diosa del Cielo. Curiosamente, algunos expertos han propuesto que dicha diosa se identificaba con la Vía Láctea. Esta hipótesis se basa en la aparente similitud entre la forma del cuerpo arqueado de la diosa y la de la propia Vía Láctea en un cierto sector del cielo. De ser así, estos dibujos constituirían quizás la representación artística más antigua de la Vía Láctea.

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Cuadernos de AlejandrĂ­a

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