La obtención de energía por parte de las estrellas

Los distintos procesos de fusión nuclear llevados a cabo por las estrellas reciben el nombre de nucleosíntesis estelar, o “formación de núcleos”.
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Como hemos comentado en numerosas entradas, las estrellas obtienen energía mediante procesos de fusión nuclear. Vamos a detallar en esta entrada, los distintos tipos de reacciones que ocurren en distintos tipos de estrella, y los explicaremos de forma simple. Los distintos procesos de fusión nuclear llevados a cabo por las estrellas reciben el nombre de nucleosíntesis estelar, o “formación de núcleos”, ya que las estrellas crean elementos nuevos, cada vez más pesados al fusionar.

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En la parte superior la supergigante azul Rigel, en la constelación de orión. En la parte inferior la nebulosa cabeza de bruja (Witchhead nebula).

La fusión del hidrógeno es la forma más elemental y más eficiente de producir energía. En dicho proceso, se combinan cuatro núcleos de hidrógeno para crear un núcleo de helio. La energía producida en dicha reacción es fácilmente calculable por la equivalencia masa energía formulada por A. Einstein. Dicha energía es de aproximadamente 26,7 MeV (Mega Electron-voltios).

Un pequeño inciso en física nuclear, para entender como ocurre esto. Supongamos este mismo caso real, en el que cuatro núcleos de hidrógeno son fusionados para formar uno de helio. Sabiendo la masa de cada núcleo de hidrógeno (masa de un protón), la masa del núcleo de helio debería ser cuatro veces la del hidrógeno. Esto en la práctica no es así, la masa del núcleo de helio es menor que la de cuatro protones libres. Lo que sucede es que, parte de la masa de los protones es transformada a energía, en forma de enlace nuclear fuerte (la fuerza que mantiene unido el núcleo de helio). Entonces decimos que hay un defecto de masa, y este defecto de masa es la energía que se obtiene al fusionarse los núcleos.

Pero los núcleos de hidrógeno no son los únicos que se pueden fusionar. La fusión libera energía hasta el Fe-56, lo que se llama en astrofísica el pico del hierro. Entendemos pues la fusión como el proceso contrario a la fisión (unión y separación). Los núcleos con más nucleones, esto es protones y neutrones, son más fisibles que los que contienen menos. Por contrapunto los núcleos con menos cantidad de protones y neutrones (más pequeños) son más aptos para la fisión. Llegamos hasta el hierro, donde la fusión del mismo ya no nos da energía. Llegados a este punto una estrella no puede obtener más energía de la fusión.

Para hacernos una idea, la máxima energía que se obtiene de fusionar el hierro es de 8,4MeV. Esta energía es mucho menor que la de casi 27MeV, además que los núcleos de hierro son mucho más masivos, lo que quiere decir que habrá menos para una cantidad fija de masa. Esto es lógico ya que el Fe-56 tiene 56 nucleones y el núcleo de H solamente uno. No es raro pues que en el universo haya relativa abundancia de Fe-56 por encima de otros isótopos, con diferencia.

Volviendo a la fusión del hidrógeno (hydrogen burning, en inglés). La serie de reacciones más común es la llamada reacción protón-protón, o cadena p-p. Esta reacción es la más frecuente en estrellas de la secuencia principal tales como nuestro Sol. El proceso es relativamente elaborado pero el global resulta en la reacción ya mencionada, unir cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio. La misma cadena tiene distintas ramas, siendo las más destacables la I, la II y la III (cada una obteniendo menor energía que la anterior). La rama I es la principal, tomando más relevancia la II y la III cuanto mayor es la temperatura de la estrella.

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La cadena p-p con sus tres ramas, siendo la I la más abundante seguido de la II.

 

Otra forma de obtener energía mediante la fusión es el llamado ciclo CNO. Se refiere a carbono, nitrógeno y oxígeno. Este ciclo es usado para el mismo fin que la cadena p-p, obtener energía fusionando hidrógeno y obteniendo helio. Estos tres elementos (C, N y O) son meros catalizadores, su cantidad es fija y solamente propician la reacción sin ser alterados de ninguna forma.

 

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El ciclo CNO

Ahora que conocemos los principales procesos de fusión del hidrógeno, vamos a pasar al siguiente paso lógico: ¿Qué pasa cuando la estrella ha fusionado todo su hidrógeno? Esto es harto complicado, pero ciertamente cuando el helio empieza a ser abundante y el hidrógeno a agotarse, otro proceso se lleva a cabo. Este proceso se llama triple-alfa, ya que involucra a tres núcleos de helio (partículas alfa) para crear C-12. Esta es la siguiente etapa en la evolución de una estrella de la secuencia principal. Para que ocurra este proceso, es necesaria una gran temperatura. Vamos a entender exactamente qué pasa.

 

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El proceso triple-alfa

 

La estrella ha fusionado prácticamente todo el hidrógeno en helio y ya no puede mantener el ritmo de fusión ya que se está agotando el hidrógeno. Grandes cantidades de helio se acumulan en el núcleo (ya que el helio es más pesado que el hidrógeno). Al no poder la estrella obtener tanta energía, pierde el equilibrio hidrostático y su núcleo se colapsa ligeramente y se contrae. Esta presión aumenta la temperatura del núcleo y permite que se llegue a temperaturas de hasta cien millones de grados, y se lleve a cabo el proceso triple-alfa. En parte es necesaria dicha temperatura ya que uno de los primeros pasos, es ligeramente endotérmico.

La quema del carbono y elementos posteriores son menos frecuentes y liberan, como hemos dicho, una energía mucho menor. Debido a su menor relevancia, no entraremos en detalles en esta entrada. Comentar que dichos núcleos son del neón, del oxígeno y finalmente del silicio. Cada proceso al tener la estrella menos cantidad de los núcleos disponibles, y estos al proporcionar menos energía, duran menos. El caso más curioso es el del silicio, que permite a la estrella sobrevivir tan solo un último día más antes de colapsar y morir. Se puede apreciar en la siguiente ilustración, junto a lo anteriormente explicado:

 

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Kapteyn

 

El tiempo, la física clásica y la moderna

El tiempo no es más que una sucesión de eventos y cambios. Y en este post vamos a tratar de esto. ¡Entra y descubre-lo!

El tiempo no es más que una sucesión de eventos y cambios.

La dirección del tiempo está definida como positiva hacia un nivel de entropía en aumento. Esto significa que nuestro universo se vuelve más entrópico u desordenado, y si los sucesos ocurren para tal fin, deducimos que el tiempo está transcurriendo en su sentido natural. Por ejemplo si hacemos estallar un edificio, lo más probable es que nos quede un montón de runas y restos irregulares del mismo. Esta sería la evolución lógica (entrópica) del tiempo. Por otro lado, si colocamos explosivos en un montón de runas y escombros, es altamente improbable que de la explosión resulte un edificio.

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El ejemplo anterior es ampliamente usado cuando se habla del tiempo, y se explica la evolución de un sistema termodinámico. Realmente la segunda opción podría ocurrir, pero es infinitamente improbable, tanto que se da por directamente inconcebible.

Ahora que hemos definido una dirección hacia la que transcurre el tiempo, podemos empezar a contemplar otras propiedades del mismo. La más obvia es, la velocidad a la que transcurre. Es obvio que podemos afirmar que el tiempo transcurre a razón de 1:1, o lo que es lo mismo, transcurre un segundo cada segundo, una hora cada hora, etc… Podemos basarnos en la relatividad, tanto especial como general, expuesta por Albert Einstein, para imaginar situaciones en el que el tiempo transcurriría a distinta “velocidad”, respecto a un supuesto tiempo cero que sería el de la Tierra.

La relatividad general (normalmente abreviada como GR,  inglés general relativity) pretende explicar qué le ocurre al espacio-tiempo cuando hay gravedades muy elevadas. Por otro lado la relatividad especial trabaja con velocidades muy elevadas, cercanas a la de la luz. Parece obvio que hay un patrón en la relatividad de A. Einstein, y así es. Pero bien existe una mecánica clásica o newtoniana, que nos permite trabajar con velocidades, tiempo, gravedad, etc… Puede surgirle la duda al lector, de qué diferencia hay entre los postulados de Newton y los de Einstein, y precisamente hemos explicado ya la esencia: las cantidades.

Las leyes de Newton son leyes, y se aplican como tales, pero desde el estudio de Einstein se ha visto que las leyes de Sir Isaac Newton eran una aproximación. Una aproximación que funciona perfectamente para velocidades lejanas a la velocidad de la luz (300.000 km/s) y con gravedades relativamente pequeñas. Sin embargo, dichas leyes de Newton pierden la precisión cuando tocamos estas condiciones mencionadas. Realmente las de Einstein son aplicables siempre, pero se suelen relegar en dichos casos especiales, ya que las de Newton son suficientemente precisas y lo que es más importante, más sencillas de desarrollar (matemáticamente).

La mecánica clásica también pierde su validez, no solo en velocidades y gravedades muy elevadas, sino a escalas muy pequeñas, del orden del núcleo atómico. De eso se desarrolla la mecánica cuántica, que junto a la relatividad (y alguna otra disciplina), forman parte de la llamada física moderna, en contraposición a la clásica.

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No entraremos en detalles sobre la posibilidad de viajes en el tiempo, ya que esto nos gustaría dejarlo para otra entrada, pero si avanzar que los viajes hacia el futuro a más velocidad que la actual, son perfectamente posibles (como comentamos en una entrada anterior, sobre relatividad especial). Hay más controversia y quizá poca unanimidad entre la comunidad de física sobre los viajes hacia el pasado. La existencia de diversas paradojas y la quizá probable violación de la segunda ley de la termodinámica (el hecho de que aumente la entropía) son condiciones que pesan mucho a la hora de tomar semejante idea como posible. Sentamos así la base para una entrada destinada a ver con menos ficción los viajes en el tiempo, con menos ficción que en la ciencia ficción y con más ciencia, por supuesto.

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Cosmología física

La cosmología física es una rama teórica de la astrofísica en la que se hacen avances continuamenteme. ¡Entra y descubre-lo!

La cosmología como tal, es el estudio del universo o “cosmos”, tanto su nacimiento (cosmogonía) como su evolución, composición y posible final.

Es una rama teórica de la astrofísica, que cuenta con varios físicos de renombre tales como Stephen Hawking, Albert Einstein o Edwin Hubble. En esta disciplina se hacen avances continuamente, y es una de las más dinámicas dentro de la física, debido también al tamaño de la empresa a la que se dedica.

Podríamos decir que la cosmología física moderna nace a partir de las formulaciones de A. Einstein, que por primera vez describe nuestro universo como un universo plano, homogéneo e isótropo. Esto sucede antes de que se conozca la existencia de otras galaxias, ya que se creía que todos los objetos que podíamos ver y existían en el universo, formaban parte de una sola estructura (una Vía Láctea enorme, en cierto modo). Años más tarde, E. Hubble formuló su famosa Ley de Hubble, sobre el corrimiento al rojo de galaxias lejanas.

 

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Antes que nada, definamos nuestro universo, como lo hizo Einstein hace un siglo, y entendamos qué significa. Un universo plano no significa otra cosa que la curvatura es nula, al menos localmente. Lo que nos viene a decir esto es que se cumple la geometría euclídea, que podríamos definir de forma poco apropiada pero más entendible, que una recta se alejará siempre de su “inicio”, no acabará dando la vuelta al universo y volviendo al punto inicial (como pasa con una esfera, pero no en una hoja de papel, por ejemplo). Einstein demostró que el espacio puede curvarse (y de hecho lo hace), pero esto en condiciones puntuales y localizadas.

Tenemos por otro lado la homogeneidad y la isotropía. Estas palabras solamente indican que el universo es más o menos regular y en todas las direcciones, a escala global. A comentar sobre la isotropía fueron los resultados del satélite WMAP sobre la CMB (cosmic microwave background, o radiación cósmica de fondo) presentaban anisotropías, esto es, irregularidades en función de la dirección de la medida. Estas anisotropías, serían dadas por pequeñas fluctuaciones debidas al estallido primordial o Big Bang, y reafirmarían esta teoría sobre la formación de nuestro universo. Finalmente estos datos resultaron ser interferencia de polvo y gases interestelares presentes en nuestra galaxia, aún así el Big Bang es la teoría más sólida hoy día.

Posteriormente al trabajo de A. Einstein, De Sitter formuló la métrica de un universo homogéneo e isótropo, pero vacío (sin materia). Esta métrica es de interés teórico. Posteriormente se desarrolló la métrica usada hoy día en muchos casos, la métrica FLRW (Friedman-Lemaitre-Robinson-Walker), que describe un universo en expansión, también homogéneo e isótropo, como sería nuestro universo actual. En esta métrica destacan varios términos, como uno para la curvatura del espacio y uno llamado el factor de escala. El factor de escala es dependiente del tiempo, y varía la métrica en función de este. El factor de escala cambia su valor tan lentamente que el valor actual es considerado una constante, aunque si quisiésemos ser extremadamente precisos, deberíamos tener en cuenta que no lo es. Esta métrica es también una solución a las ecuaciones de Einstein en el marco de la relatividad general.

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Kapteyn

Breve explicación sobre el modelo atmosférico de celdas

Las distintas presiones atmosféricas provocan los cambios meteorológicos como el viento, la lluvia o las nubes pero… ¿Cómo lo hacen? ¡Entra y descubre-lo!

A lo largo de la historia se ha intentado crear modelos que se adaptaran a la atmósfera que posee nuestro planeta. Varias opciones, cada vez más complejas (y próximas a la realidad) se han ido formulando. Debemos entender que la atmósfera es cambiante y posee circulación.

Como bien sabemos la Tierra está inclinada respecto a su plano orbital (unos 23,5º). Esto es lo que permite que existan las estaciones. Cuando, debido a dicha inclinación, el Sol incide de forma más perpendicular a la superficie de un lugar, se dice que ahí es verano.

Vamos a considerar distintos puntos de la Tierra para un momento determinado. Supongamos que es invierno en el hemisferio norte, por lo tanto los rayos del Sol inciden de forma más perpendicular en el hemisferio sur (ya que ahí es verano) y si estamos en el hemisferio norte vemos la estrella baja en el cielo. Los fotones procedentes del Sol deben recorrer más distancia y su intensidad se ve reducida en función del seno del ángulo de incidencia respecto la superficie (siendo máximo cuando es perpendicular a la misma, esto es, seno de 90º o p/2 rad).

El concepto del párrafo anterior, de “intensidad” de los rayos, variará en función del ángulo de incidencia pues. Y sabemos que la Tierra es esférica, por lo que depende del punto que nos encontremos de la misma, el ángulo de incidencia del Sol será distinto. No cuesta demasiado ver que donde el ángulo será menor es cerca del Polo Norte en la situación antes descrita, aunque no exactamente en el mismo.

Todo esto nos permite ver que habrá distintas temperaturas en función de la latitud, algo obvio pero muy importante. Lógicamente en el desierto hará calor y en el Polo Norte frío. Esto propicia una circulación atmosférica, debido a esta diferencia de temperaturas. Como sabemos, un gas si se calienta se expande, disminuyendo su densidad y ascendiendo. También podemos definir el concepto inverso, que sería el de un gas que se enfría, se vuelve más denso y desciende (“cae”).

Estas dos situaciones son aproximadamente las que suceden entre dos celdas, del modelo de celdas atmosféricas. En él se proponen diversas celdas donde el aire va circulando en un ciclo cerrado. Estas celdas vienen determinadas únicamente por la latitud. Concretamente existen tres celdas por hemisferio (siendo las mismas repetidas en el otro, como si se tratara de un espejo).

Estas celdas o células son: celda de Hadley (entre 0 y 30º de latitud), celda de Ferrel (de 30 a 60º) y celda polar (de 60 a 90º).

Las uniones entre distintas celdas pueden crear zonas de convergencia o divergencia (zonas de ascensión de aire o de descenso). Hay que imaginas las celdas como una rueda que gira en un sentido, entonces, cuando en el punto en el que están juntas dos celdas, ambas “giran” hacia un sentido (por ejemplo, ambas suben en ese punto) habrá una zona donde el aire ascenderá, pudiendo crear los denominados chorros o jet streams (el subtropical y el polar).

Esto crea zonas de formación de nubes, y ayuda a explicar parte del clima ya que podemos saber en qué zonas será más frecuente que ocurra dicho proceso, además de que suele haber vientos más pronunciados.

El efecto Coriolis también es muy importante a la hora de definir la dinámica de la atmósfera, así como incluso de los océanos de forma indirecta. Pero de él hablaremos en otra entrada.

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Kapteyn

Equilibrio de flujo

Esta entrada trata de un concepto muy básico de la termodinámica, aunque es interesante conocerlo ya que nos dará una visión más amplia respecto a probabilidades en física. ¡Entra y descubre-lo!

Esta entrada trata de un concepto muy básico de la termodinámica, aunque es interesante conocerlo ya que nos dará una visión más amplia respecto a probabilidades en física.

Consideremos un sistema con partículas diversas, que no interactúan entre ellas más que chocando. Este sistema está dentro de una caja, por lo que las partículas chocan entre ellas y con las paredes. En otras palabras, tenemos un gas ideal en una caja. Dividiremos, de forma imaginaria, la caja en dos mitades iguales.

En teoría, por aleatoriedad, deberían estar las partículas esparcidas por la caja de forma más o menos homogénea. A veces puede ser que no haya una distribución uniforme, y que en una de las mitades de la caja se encuentren más partículas que en la otra mitad.

Supongamos que el número de partículas es increíblemente reducido, por ejemplo, 4 partículas. Hay diversas posibilidades: que haya dos partículas en cada mitad, tres en la primera y una en la segunda, una en la primera y tres en la segunda, y que haya cuatro en la primera o cuatro en la segunda (deberíamos tener en cuenta el que no es lo mismo que haya la partícula que llamaremos 1, y la 2, en una mitad, y la 3 y la 4 en la otra. Sería distinto que estuviera la 1 y la 4 en una, y la 2 y la 3 en otra, por ejemplo. Esto aumenta las distintas combinaciones). Nos centramos en el caso de que estén todas concentradas en una de las mitades. Vemos que es una posibilidad relativamente amplia de que así ocurra en algún momento, suponiendo el sistema como dinámico (cambiante).

¿Qué pasa si aumentamos el número de partículas? Podemos ver que, al aumentar las distintas configuraciones posibles, se mantienen únicamente dos opciones por las cuales todas las partículas están en una mitad o en otra. De aquí podemos deducir que hay una relación entre el número de partículas del sistema N, y la probabilidad de que estén acumuladas en una mitad. Además dicha probabilidad es exponencial inversa, por lo que crece de forma acelerada cuanto más partículas hay.

Por poner un ejemplo claro, teniendo en cuenta que con 4 partículas había bastantes posibilidades de que sucediera lo antes descrito, si contemplamos 80 partículas, las probabilidades son casi nulas. Si pudiéramos filmar el sistema, y ver en qué posición están las 80 partículas en cada segundo, necesitaríamos un tiempo mayor al tiempo que tiene el universo, para tener la oportunidad (estadísticamente) de contemplar como se han agrupado todas en una mitad. Por lo que podemos afirmar que, es extremadamente difícil que se dé dicha situación jamás.

Concretamente la fórmula de la probabilidad es: P=1/2^N, que se lee: pe igual a uno partido por dos elevado a N (siendo N el número de partículas totales). El dos corresponde a las dos mitades.

Esto tiene implicaciones interesantes a escala de todo el universo. Hay sucesos que podrían ocurrir, pero como hemos visto, pueden tener unas probabilidades muy reducidas. Podemos extraer que la aleatoriedad o el caos, son predominantes en estos sistemas termodinámicos, y que hay situaciones “especiales” que requieren seguramente de alguna acción para que ocurran, ya que las posibilidades de que ocurran de forma espontánea son casi nulas.

¿Existe la posibilidad que, de forma aleatoria, se haya creado un edificio perfecto con sus ventanas y todo en la Luna? Posible es, pero probable para nada. Estas apreciaciones son muy útiles en ciencia, para discernir qué es posible y qué no, siendo pragmáticos ya que siendo extremadamente correctos cualquier cosa puede ocurrir.

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Kapteyn

Esparcimiento de la luz

Lo hacemos a diario y ni tan siquiera somos conscientes de ello… Vamos a hablar del espaciamiento de la luz ¡Entra y descubre-lo!

En una entrada anterior definimos el motivo por el cual el cielo se ve azul normalmente, menos cuando el sol está cercano al horizonte en el orto y el ocaso (salida y puesta del sol).

Un breve recordatorio de qué es la luz: es una onda electromagnética. Aquí entramos un poco en el choque entre la física clásica y la física moderna. Los fotones son las partículas que componen la luz, pero la luz en sí no es un haz de partículas, aunque tampoco una onda en el sentido clásico. Para no confundir, tomaremos la definición que más nos convenga en cada caso. Estas ondas, dependiendo de su frecuencia (las veces que oscilan en un segundo), toman una “forma” u otra. Una onda de radio, o microondas, no difiere de la luz que podemos ver los humanos en nada más que en su frecuencia o longitud de onda.

Entremos ahora en el concepto de esparcimiento (también llamado dispersión). Proviene del inglés scattering y muy resumido sería, como la luz al pasar a través de un medio material, una parte de ella es desviada hacia otras direcciones.

Para visualizarlo, imaginemos la atmósfera, las partículas de nitrógeno, oxígeno… que la componen, como puntos singulares distribuidos en un espacio. La luz entraría por un extremo, e iría “rebotando” en cada una de esas moléculas. En esencia no es rebotar, sino que la luz es absorbida por la molécula, y reemitida luego en todas direcciones. Esto tiene sentido si imaginamos un rayo de luz: ¿por qué lo vemos? Lo vemos porqué parte de esa luz es desviada hacia nosotros, que lo vemos de lado.

Este es el proceso que estamos describiendo, se llama dispersión de Rayleigh. Ahora, ampliando un poco el tema de los colores. Todas las moléculas tienen resonancia en el ultravioleta. Esto significa, que tienen la capacidad para esparcir la luz ultravioleta, y cuanto más cerca de ella, más puede ser esparcida. Una imagen para recordarnos en qué posición está cada color:

Vemos pues, que cuanto más a la izquierda, más esparcida será la luz. Entonces, lo que pasa de por si es que se esparce mucho el ultravioleta y el violeta ¿Por qué no vemos el cielo violeta pues? El ultravioleta queda claro, que no podemos verlo (ultra-violeta, más allá del violeta, nuestro ojo no puede percibirlo). Con el violeta lo que pasa es que el ojo humano es menos sensible a él, o sea, es una cuestión biológica y no física. Si pudiéramos percibirlo igual que el azul, veríamos el cielo violeta, pero como podemos ver mejor el azul, éste predomina a nuestra vista.

Cuando hay un atardecer, los rayos del sol deben viajar más trozo de atmósfera, por lo que la luz cada vez es “menos energética” y está más esparcida. Recordemos que cuanto más cercano al violeta, más se esparce. Entonces, en esa situación, se ha esparcido ya toda la luz en el violeta, azul, verde y amarillo, quedando solo naranja y rojo.

 

Hay otro fenómeno, llamado difusión de Mie (o dispersión también, en algunos libros) que sucede en dirección a donde va el rayo. Puede uno hacerse una idea, imaginando la dispersión como ondas esféricas que emite cada molécula. Al ser esféricas, se esparcirán en todas direcciones, pero debemos tener en cuenta que el rayo principal, parte de él, no es absorbido. Por lo que sigue en dirección recta (podemos ver el sol de color blanco-amarillo, aunque el cielo sea azul), y este se suma a la dispersión en esa dirección.

Diferencia entre dispersión de Rayleigh y dispersión de Mie:

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Kapteyn

Breve resumen del inicio del universo

En esta entrada, intentaremos resumir el que debe ser el mayor acontecimiento de todos, puesto que es el del comienzo de todas las cosas conocidas (y quizá todas las que quedan por conocer).
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En la presente entrada, intentaré resumir el que debe ser el mayor acontecimiento de todos, puesto que es el del comienzo de todas las cosas conocidas (y quizá todas las que quedan por conocer). Comentaré, intentando que la explicación resulte amena, describir el Big Bang, que es la teoría que se considera más verosímil con los datos que poseemos hasta la actualidad.

Todo empezó con una singularidad. Tal palabra solo significa que las condiciones en ese punto y momento son, lógicamente, singulares. Podríamos decir que lo que conocemos hoy día del universo, no sería aplicable entonces, y de ahí que sea singular (y no “normal”). Toda la energía del universo estaba concentrada en un punto. Aquí surge la parte más complicada de entender, por lo que le dedicaré unas líneas extra.

Es complicado no imaginar un punto luminoso rodeado de una oscuridad infinita, pero esto no sería exacto. El universo entero era ese punto. Ni las estrellas ni los planetas solo, sino también el propio espacio (que ahora en gran parte es vacío, ya que dicho espacio va aumentando). No había nada, fuera de ese punto, y con nada me refiero a nada, ni espacio ni tiempo. Entonces este punto “explotó”. Pongo la palabra entre comillas, ya que no se expandió más fuera de si mismo (eso sería imposible, ya que eso era todo lo que existía), pero sí que hubo una expansión del espacio, de ahí lo de Big Bang (gran explosión).

Aclarado esto, vamos a proseguir a partir de la singularidad inicial. Cuando experimentó dicha expansión el espacio, la singularidad se enfrió debido a que, hablando coloquialmente, había “más espacio que calentar”. Esto es lo que llamamos la inflación, y hasta donde podemos comprobar, sigue dándose hoy en día y de forma acelerada (la ley de Hubble es una evidencia de dicha expansión). La energía primordial quedó en forma de partículas elementales. Dichas partículas, aún a gran temperatura, estaban en forma de plasma que empezó a combinarse, creando los bariones (por ejemplo, los protones y los neutrones). Fue entonces cuando la materia predominó sobre la antimateria. El motivo por el cual sucedió esto, aún es controvertido.

Ya había pues, protones y neutrones, además de otras partículas elementales (como el electrón). Entonces sucedió lo que recibe el nombre de nucleosíntesis primordial, que analizando ambas palabras llegamos a la conclusión que significa: primera creación de núcleos. Así sucedió, que se crearon los primeros átomos, en su enorme mayoría de Hidrógeno, y una casi despreciable cantidad de otros elementos como el Helio, el Berilio…

Una vez el universo tuvo su hidrógeno, lentamente se fue agrupando por interacción gravitatoria en enormes esferas que al adquirir suficiente masa, se daban las condiciones idóneas de temperatura y presión en sus interiores. Así nacieron las primeras estrellas, o de población III, que empezaron a transformar el Hidrógeno en Helio, y éste en elementos cada vez más pesados. Estas estrellas murieron hace mucho tiempo, esparciendo estos elementos más pesados al espacio, y de ellos surgieron la siguiente generación de estrellas, las de población II. Estas estrellas aún presentan una metalicidad muy baja, eso significa que se crearon a partir de elementos muy ligeros (Hidrógeno y Helio en su mayoría), y de esa nube de la cual se crearon no pueden existir planetas ya que se requiere de elementos más pesados.

Finalmente a partir de las de población II, surgieron las de población I, ahora ya sí con una metalicidad suficiente como para albergar sistemas planetarios. El Sol es una de esas estrellas.

Lo que a galaxias se refiere, se desconoce cuando se formaron las primeras. Se han observado galaxias que ya existían cuando el universo tenía apenas 500 millones de años de edad. El universo actual tiene 13.700 millones de años, aproximadamente.

Esta es, muy resumida, la historia del universo hasta nuestros días. Por supuesto he omitido gran cantidad de detalles, y muchos otros son directamente desconocidos hoy día, pero da una idea de en qué consistió el Big Bang.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

Introducción sobre las estrellas 2

Llegamos a la segunda entrada de esta pequeña serie, donde trataremos un poco el concepto de estrella, qué es y su vida, a grandes rasgos. En esta primera parte me centraré en su composición y como se clasifican. ¿Quieres saber más?
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En esta entrada, que es la continuación de esta otra entrada (pinchar para ver), hablaremos sobre los procesos que se desarrollan en el interior de las estrellas y permiten que estas sean como son.

Lo más básico a saber es lo que ya explicamos. En el interior de las estrellas se produce una reacción nuclear (se desarrolla en el núcleo de los átomos) que libera energía. Estas reacciones permiten que la estrella se expanda (puede visualizarse como una explosión continua) y así contrarresta su propio peso que es lo que la mantiene unida.

Normalmente las estrellas empiezan su vida con unas tres cuartas partes de hidrógeno y una cuarta parte de helio. Existen otros elementos en menor cantidad, por ejemplo los denominados “metales” que son elementos más pesados que el hierro, en función del tipo de estrella. Con esa proporción de Hidrógeno-Helio, y unas temperaturas del orden de varios millones de grados, la estrella se mantiene.

Lo que sucede es la llamada cadena protón-protón (o p-p), que no es nada más que ciertas reacciones de fusión transformándose el hidrógeno en helio, en su mayoría. Existen, dentro la cadena p-p, otras reacciones que incluyen elementos tales como el Helio, el Berilio o el Litio, pero más del 90% de la energía de la estrella se obtiene por las reacciones de fusión del Hidrógeno, llamada cadena p-p1.

Cuando una estrella es más masiva, puede usar una reacción secundaria (que supone menos del 10% de la energía global, nuevamente) que se llama ciclo CNO e involucra, como su nombre indica, el Carbono, el Nitrógeno y el Oxígeno.

La estrella va evolucionando a medida que va transformando el Hidrógeno en Helio, teniendo en cuenta que no hay ningún proceso que invierta esto (sería termodinámicamente imposible, sin un aporte de energía extra) la proporción de Helio crece. Cuando hay suficiente Helio, puede producirse un tercer proceso, llamado proceso triple alfa. Debe su nombre a que involucra a tres partículas alfa, que son núcleos de Helio. Se requiere temperaturas del orden de cien millones de grados kelvin para que se lleve a cabo tal proceso.

La estrella acaba finalmente fusionando otros elementos a medida que ya ha fusionado los más ligeros, hasta que llega al llamado pico del Hierro, donde la fusión de los núcleos de Hierro ya no aportan energía y el proceso no ocurre. Por otros medios puede la estrella, ya moribunda, puede obtener algo de energía de procesos extra. Uno de esos procesos es la fotodesintegración, por el cual un fotón es absorbido por un núcleo y este emite partículas para volver a ser estable. Con la fotodesintegración del Silicio, la estrella ganará aproximadamente un día de vida extra.

La estrella acumula los elementos de forma que los más pesados se encuentran en el núcleo, y los más ligeros en el exterior, ya que la densidad de los primeros es mayor.

Las capas de una estrella vieja.

En próximas entradas hablaremos en detalle sobre la muerte de las estrellas, y sus posibles desenlaces una vez se han consumido.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

Tipos de nubes y previsión meteorológica

¿Alguna vez te has parado a mirar el cielo y en fijarte en las nubes? La cantidad de distintos tipos que hay es enorme ¡Entra y descubre-lo!

Los factores atmosféricos están muy presentes en el día a día de nuestras sociedades. Actividades de exterior, no solo de ocio sino también de producción (agrícolas, ganaderas…) están a merced de las condiciones que cada día parecen variar.

Un fenómeno atmosférico muy determinante es el de las nubes, agua condensada y agrupada en la troposfera (los 10 primeros kilómetros de la atmósfera, donde se concentra aproximadamente el 90% de la misma), en su mayoría. Las nubes están sujetas a cambios en función de las condiciones de circulación (viento), humedad, temperatura, presión atmosférica… Estas condiciones determinan la forma y composición de las nubes, por lo que el aprender a identificar los tipos de nubes más comunes, puede ser útil para conocer las condiciones en ese momento y lugar, de la atmósfera.

Nimbus, es nube en latín. Suelen usarse nombres en latín para los tipos de nube, muchas acabadas en -nimbus (el motivo se puede deducir a partir del significado ya explicado de “nimbus”). Hay otros sufijos que nos pueden dar información sobre qué tipo de nube es:

  • -cumulus: Cúmulo o agrupación. Suelen ser un conglomerado de nubes menores, que avanzan de forma más o menos uniforme, en grupo.
  • -stratus: Estrato. Podríamos decir que es una nube tenue que se extiende de forma uniforme (no se distingue entre varias nubes).

El ejemplo más claro es el de cumulonimbus. Son nubes de desarrollo vertical, lo que significa que son nubes que abarcan grandes distancias en forma vertical, o sea, de altura. Esto hace que la temperatura en la base de la nube y en su cima, sean distintas, y se genera un flujo en el interior de la nube por donde el aire más caliente de la base, asciende hasta la cima y luego se enfría y baja un poco. Este túnel es más estrecho que las bases (tanto la superior como la inferior) que son más anchas. Se dice comunmente que tiene forma de yunque, la herramienta usada por los herreros donde golpean los metales con un martillo. Debido a esta inestabilidad, los cumulonimbus es altamente probable que siempre lleven precipitación y de forma violenta, tormenta.

Hay otra palabra que es muy útil conocer en meteorología, que es la de “cirrus” o cirro. Significa que la nube está compuesta por cristales de hielo. La composición entre varias palabras, como la propia cumulonimbus, nos da información extra de la nube.

Hay varios tipos que se clasifican en función de la altura de la nube (que al variar la temperatura, también hace variar las condiciones, no es la misma nube en una altura que en otra). Enumero los tipos más comunes:

Altas:

  • Cirrocumulus (Cc): Nubes altas, de hielo, agrupadas en pequeñas nubes de forma más o menos esférica.
  • Cirrostratus (Cs): Nube de hielo en forma de tela transparente que cubre grandes extensiones del cielo. Suele distinguirse de las zonas en las que se ve el cielo, puesto que en las zonas con nube el cielo se ve más blanquecino, y mirando hacia el sol se distingue claramente que existe algo en la atmósfera.
  • Cirrus (Ci): Similares a la anterior, de hielo también, pero agrupados en tiras como si una nube como la anterior hubiera sido desgarrada.

Medias:

  • Altocumulus (Ac): Parecidas a los cirrocumulos pero de agua y a menor altura.
  • Altostratus (As): Usualmente casi todo el cielo estará cubierto por estas nubes. Hacen disminuir las temperaturas pero no es probable que acaben en precipitación. Suelen ser blanquecinas.
  • Nimbostratus (Ns): Nubes que ocupan alturas medias y bajas. De gran tamaño y color más oscuro, suelen dejar lluvia pero no de forma excesivamente violenta.

Bajas:

  • Cumulus (Cu): Nubes bajas, típicas y que no suelen dejar precipitación. Son frecuentes en verano.
  • Stratocumulus (Sc): Parecidos a los cúmulos pero más planos y alargados.
  • Stratus (St): Lo que puede llegar a ser niebla de estar a altura del suelo. Nube ténue, muy poco densa que no deja precipitación.

Una ilustración extraída de la Wikipedia parece ser genial para detallar los tipos de nubes antes mencionados:

Se han especificado los géneros de nubes, pero dentro de ellos comentar que hay especies, dentro de especies variedades, y dentro de ellas hay “nubes accesorias” que sería el grado más bajo en la clasificación (dentro de una nube accesoria no hay más ramificaciones, o sea, no hay otros tipos de nubes).

Por último detallar un par de nubes especiales, que lo son por desarrollarse fuera de la troposfera:

Nacreous: Son nubes que se encuentran en la estratosfera en los polos. Debido a la circulación atmosférica (hay una celda atmosférica polar, y zonas de ascendencia de vientos, debido al flujo de aire caliente del ecuador a los polos) puede darse grandes ascensiones de aire con su humedad, saliendo incluso fuera de la troposfera, lo que da lugar a estas curiosas nubes.

Nube tipo Nacreous, o nube estratosférica polar.

Noctilucent: Esta nube se encuentra a unos 80km de la superficie de la Tierra, en la mesosfera, una vez más en los polos. Hay varias propuestas sobre como puede haber esa humedad a tanta altura. Hay hipótesis que hablan de agua dejada por meteoros procedentes del espacio, otras que hablan de la humedad que dejan los cohetes que lanzamos al espacio. Estas nubes están a tanta altura, que cuando es de noche ya en la superficie y el sol se ha puesto, aún sigue dando su luz a esas nubes, brillando cuando ya es de noche (el nombre significa, luces nocturnas).

Nube tipo noctilucent, o nube mesosférica polar.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

Clasificación climática

Encontrar un ben método de clasificación climática es una tarea realmente difícil, así que nosotros vamos a hablar del sistema Köppen.
¡Entra y descubre-lo!

A lo largo de los años han surgido numerosos métodos para clasificar los climas del planeta Tierra. En función de la precipitación, la humedad, incluso la vegetación…

Basar la clasificación en un solo parámetro es un grave error, ya que por ejemplo, tomando la humedad de un clima concreto, podríamos clasificar como iguales el ártico y el ecuador.

Un sistema bastante usado es el llamado, de Köppen. Dicho sistema relaciona la humedad y la temperatura, para clasificar los distintos climas de forma bastante eficiente.

Entonces pues, tenemos dos variables, cada una con distintos grados arbitrarios. Para la humedad tenemos (de menos a más húmedo): S, W, f, m, w, s. Para la temperatura (de mayor a menor): A, B, C, D, E.

La combinación de ambas letras es lo que nos permite clasificar los climas. Así pues el Mediterráneo sería Csa (siempre se pone primero la letra referente a la temperatura). También existen distinciones entre climas muy parecidos pero con ligeras diferencias. Suele añadirse, en estos casos, una letra extra empezando con la a minúscula, y siguiendo el abecedario. Ya hemos visto en el propio ejemplo que el mediterráneo lleva una letra a extra.

Mapa de la clasificación climática de Köppen

Comentar como curiosidad que, a priori podría creerse que el sol es el único responsable del clima, y en parte así es. Es prácticamente la única fuente de energía de la que dispone la Tierra (salvo su calor interno, mayoritariamente), pero la distribución del clima no es uniforme aunque lógicamente su temperatura varía con la latitud. Las corrientes marinas, la distribución irregular de la tierra y los océanos, son factores que influyen enormemente en la diferencia entre climas.

Las grandes masas de agua, debido al elevado calor latente del agua, amortiguan las variaciones de temperatura tanto a largo como a corto plazo. Es extraño ver que haya hielo en zonas costeras de latitudes medias o próximas al ecuador. Por otro lado son, lógicamente, una fuente de humedad que afectan a la sensación térmica.

La altitud respecto al nivel del mar también es un factor muy clave. Se tiene constancia que, por norma general, cada 100 metros que ganemos la temperatura desciende unos 0,98 grados. La humedad del aire es muy importante, por esto que este valor puede variar, aunque siempre a menor. Esto es así ya que para ese cambio de temperatura, llamado gradiente adiabático, se ha supuesto la ausencia total de humedad. Como ya hemos comentado, la humedad dificulta los cambios de temperatura, por lo que el gradiente real sería un valor comprendido entre el 0 (teórico, claro) y el 0,98 grados kelvin o celsius cada 100 metros.

Entonces, puede haber climas fríos en latitudes que se consideran cálidas. De ahí nace la llamada, alta montaña o clima alpino, ya que la latitud no es el único factor a tener en cuenta.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn