viernes, 23 de abril de 2021

Yo conocí a Comellas

 y en un día tan triste como hoy es con lo que me quiero quedar: el haber tenido la suerte de conocer en persona a una figura excepcional que ha sido y seguirá siendo historia de nuestra astronomía,

                                   Maestro Comellas, DEP

      Esta tarde, a la edad de 93 años fallecía en su Sevilla de adopción Don José Luis Comellas y nos dejaba un poco huérfanos a todos aquellos, que como yo, hemos crecido descubriendo y disfrutando las maravillas del Universo gracias a él. Quién no conoce su "Guía del Firmamento", la biblia de la astronomía en español. ¡Cuántas veces y con qué ilusión! observaba a través de mi telescopio los detalles de la Nebulosa de Orión o de las Pléyades o saltaba de estrella en estrella para buscar esa doble tan bonita ... parecía que el propio Comellas estuviera a mi lado guiándome. ¡Ay! ¡Qué tiempos en los que internet y lo digital no existían!  La astronomía visual y la fotografía química eran las herramientas que teníamos a nuestra disposición. No había prisas y un buen libro era esencial. 

     Recuerdo una tarde en la que estando en mi casa descubrí su "Historia de España Moderna y Contemporánea": resulta que no sólo era astrónomo sino también historiador. De hecho era al revés, un historiador al que le gustaba la astronomía. Y la música. Y tantas otras cosas. Sobre casi todas ellas escribió, resultando ser un autor muy prolífico, con más de medio centenar de publicaciones. Su Curriculum es espectacular y ha sido premiado en varias ocasiones. No quiero alargarme así que sólo diré que fue Licenciado en Filosofía y Letras por la Universidad de Santiago, Doctor en Historia por la Complutense, Catedrático de Historia de España Moderna y Contemporánea en la Universidad de Sevilla, así como miembro de la Real Academia de la Historia.
 
     Quería compartir como una vez nos animamos a escribirle porque nos hacía ilusión conocerle y tener de recuerdo alguno de sus libros fimardos. Pensábamos que podría molestarle pero fue todo lo contrario, conocimos a una persona muy cercana y entrañable. Era julio de 2011 y en verano, según nos contó, solía trasladarse a casa de sus hijos en Pamplona para escapar un poco del calor de Sevilla. Nos invitó a acercarnos y allí, en su casa, nos recibió junto a su mujer. Una pareja encantadora, con una gran complicidad. Estuvimos un par de horas en un ambiente muy muy agradable y acabamos más tiempo hablando de historia que de astronomía. Al final, incluso nos regaló su último libro "La guerra civil europea" que guardo en casa con gran cariño.
 
 
 
     En 2014, nos volvimos a encontrar, esta vez en Granada, durante la celebración del Congreso Estatal de Astronomía en el que la astronomía amateur española aprovechó para rendirle un muy merecido (y tal vez algo tardío) homenaje. Fue curioso, como en medio de tanta gente, nos renocieron (no iba a ningún lado sin su mujer). Yo pensé que lo decían por decir, ya que en aquel momento eran personas de una cierta edad y además estarían hartas de recibir visitas como la nuestra. Sin embargo, tras saludarnos, enseguida añadieron "Hombre, aquí están los químicos de Burgos" y ahí ya se despejaron mis dudas.
 
    Termino aquí que no quiero alargarme mucho, pero el Maestro merecía unas palabras y nuestro recuerdo. Quién sabe donde estará ahora pero quiero imaginármelo en algún lugar del cielo contemplando de cerca, como tantas veces antes,  las estrellas, eso sí, las dobles ;)
 
 
 
 
          Comellas en la wikipedia 
 
 
 
Lo digo con orgullo: yo, conocí a Comellas

sábado, 20 de junio de 2020

Un Sol bajo mínimos

       Pues sí, el Sol está inmerso de lleno en su época de más baja actividad: prácticamente nula (refiriéndonos siempre a la presencia de manchas sobre su superficie, reflejo del campo magnético). Algunos medios de prensa y páginas web, dejándose llevar por la superficialidad de estos días y buscando titulares espectaculares (y muchas veces vacíos) que  aumenten su número de visitas, auguran un "catastrófico" nuevo mínimo de Maunder. Esto no es nuevo y también durante el mínimo anterior sucedió lo mismo. Me acuerdo que ya en 2008 presenté en el XVIII CEA de Huesca, una ponencia precisamente sobre esto, titulada "¿Qué le pasa al Sol? Nada". Y como ahora, en absoluto estamos viviendo una situación anómala. Como ya he explicado en otras ocasiones, el Sol sigue unos ciclos de actividad de una duración media en torno a los 11 años, conocido por ello como ciclo undecenal. En los periodos de máximo se pueden ver al mismo tiempo muchas manchas (y muy complejas), algunas visibles a simple vista (siempre con la protección adecuada) como la de la Fig. 1:



Fig. 1: Imagen del Sol durante el máximo del actual ciclo. En el centro se puede observar la mancha 2192, la mayor de los últimos 30 años, unas ¡15 veces más grande que la Tierra! (Fotografía tomada el 23-10-14 con un R90 con filtro milar mediante proyección)


       Sin embargo, en los momentos de mínimo, como el actual, es normal que en muchos de los días no se vean manchas y, en los casos que las haya, éstas suelen tener una estructura muy simple y una vida muy efímera. En estos momentos, para valorar el nivel de actividad, es más habitual contar el número de dias sin manchas. En este tipo de gráficas, el comportamiento del ciclo es el contrario del que estamos acostumbrados a ver en las gráficas habituales (como la de la Fig. 3). El máximo (o pico) de la gráfica corresponde con el mayor número de días sin manchas, es decir, con el mínimo del ciclo.  En la Fig. 2 se ha representado este valor durante los últimos cien años y lo primero que nos llama la atención es que 2019 fue el año con menos manchas (aproximadamente en el 75% de los días del año no hubo ninguna). Sin embargo, hay que tener en cuenta que en el ciclo 23, durante dos años consecutivos (2008 y 2009), se alcanzaron valores ligeramente menores a los de 2019. Esto supuso que durante el ciclo anterior en más de 800 días no hubiera manchas, casi 100 días más que en el actual, aunque a estos valores todavía nos quedan muchos días que sumar y no sabemos hasta dónde llegaremos. Lo que está claro es, que desde este punto de vista, ambos ciclos están siendo muy parecidos, con una actvidad más bien moderada.


Fig. 2: Número de días sin manchas durante los últimos cien años, abarcando desde el ciclo 15 hasta el actual.


ACTUALIZACIÓN DE LA ACTIVIDAD SOLAR: FINAL DEL CICLO 24


       En este momento, dos años después de la última actualización que hice con motivo de la aparición de los primeros grupos del nuevo ciclo, la actividad continúa en niveles muy muy bajos, aún más si cabe, parecidos a los del anterior ciclo, en torno a las dos unidades. Hablamos siempre de la actividad suavizada (línea gris en la Fig. 3), no de la bruta (media mensual), con mucho más ruido. Este suavizado no es más que una media que tiene en cuenta, además del mes en curso, los seis meses anteriores y los seis posteriores. Por ello, aunque tenemos datos brutos hasta mayo, los datos suavizados sólo alcanzan hasta noviembre. Además, en este momento, los datos de 2020 todavía no son definitivos (aunque los valores oficiales serán prácticamente idénticos). Como decía, con los datos actuales en la mano parece que el hemisferio sur ya ha alcanzado su mínimo a mediados de 2019 (con un valor de 0,3 unidades desde mayo a julio). Con una actividad en torno a la unidad el hemisferio norte sigue en descenso, al igual que el valor total, aunque el comienzo del ciclo 25 es ya inminente.

       Como ya se ha comentado en otras ocasiones, conviene recordar que el comienzo (o final) de un ciclo viene siempre referido al mínimo de la curva de la actividad suavizada que, como decía antes, no se corresponde con el momento actual, ya que hay un desfase de medio año por la estadística empleada. En estos momentos (noviembre 2019) se cumplen los 11 años del ciclo 24, que lo sitúa en la media en cuanto a duración se refiere. Durante el mínimo entre dos ciclos, el viejo va desapareciendo paulatinamente a la vez que se va desarrollando el nuevo. La consecuencia de este solapamiento es la convivencia de grupos de ambos ciclos durante un tiempo. Por ejemplo, en el anterior mínimo, el primer grupo del ciclo nuevo apareció un año antes del comienzo oficial del mismo. ¿Qué está sucediendo ahora?



Fig. 3: Actividad solar mensual de los dos últimos ciclos, en bruto y alisada (total y por hemisferios).



CAMBIO DE TENDENCIA: ¿PRINCIPIO DEL CICLO 25?



        El primer grupo del nuevo ciclo, RA2694, apareció en enero de 2018 y, desde entonces, han pasado ya dos años y medio y seguimos sin comenzarlo de manera oficial. Entonces, ¿todo sigue igual? Pues la verdad es que no. A pesar de que no podamos decir que el ciclo 25 haya comenzado, lo cierto es que desde finales del año pasado el peso de la actividad está recayendo sobre los grupos nuevos.

       Si nos fijamos en los grupos (con numeración NOAA) que han aparecido en los últimos tres años, encontramos en total 101 (del 2665 al actual 2765). La gran mayoría de ellos ha generado manchas muy efímeras de tipo A, e incluso en algún caso (como por ejemplo el 2764, que ha estado transitando estos días al mismo tiempo que el 2765) el campo magnético no ha sido suficientemente intenso como para generar una mancha. Al representar el número de grupos observados, agrupados por trimestres para que la muestra sea más significativa dada la poca actividad existente, se pueden observar dos tendencias claras. La primera es que los grupos del nuevo ciclo, desde el último trimestre de 2019 superan ya a los del viejo (Fig. 4 parte superior). Hasta ese momento se veía cómo el número de grupos (casi en su totalidad del ciclo 24)  iban disminuyendo progresivamente. A partir de finales del año pasado parece que el número de grupos se ha estabilizado principalmente gracias a la aparición de los grupos del ciclo 25. La segunda, y más importante, es que esta tendencia cada trimestre parece ir a más y en la actualidad los grupos del ciclo nuevo suponen ya el 85% del total (Fig. 4 parte inferior), señal inequívoca del momento en que nos encontramos.
Fig. 4: Arriba: Número de gupos desde el tercer trimetre (T3) de 2017 hasta la actuliadad. Abajo: porcentaje (en tanto por uno) de grupos del nuevo ciclo respecto al total. La flecha indica el momento en que el primer grupo del ciclo 25 apareció.


       Estos números podrían indicar que el mínimo del ciclo se habría producido ya entre el tercer y el cuarto trimestre del pasado año. Un reciente estudio, sobre la abundancia de helio en el viento solar parecería confirmar lo mismo. Sin embargo, todavía es pronto para saber a ciencia cierta si el ciclo 25 ha comenzado o no, lo único que está claro es que nos encontramos o justo al final del 24 o justo al principio del 25. En unos meses saldremos de dudas.

domingo, 5 de abril de 2020

La astronomía en los tiempos de la pandemia: Betelgeuse (III)


     Con esta tercera entrega se cierra la trilogía, que usando a Betelgeuse como hilo conductor, me ha servido para tratar la evolución de las estrellas masivas. 

     No lo había comentado hasta ahora, pero la evolución de una estrella viene determinada por su masa inicial: cuánto mayor sea ésta, menor será su vida. Las estrellas más masivas, para mantener el equilibrio hidrostático necesitan más energía y, por tanto, tardan menos en quemar su combustible. Una estrella como Betelgeuse (con 20 veces la masa del Sol) tendrá una vida de tan solo unos 8 millones de años, nada si lo comparamos con los 10000 millones del Sol. Además, su evolución estelar también será diferente: mientras que el Sol morirá como una enana blanca, dejando tras de sí una hermosa nebulosa planetaria, Betelgeuse explotará originando lo que será la supernova conocida  más cercana a nuestro planeta. Veámoslo con un poco de detalle.
 

LA VIDA COMO SUPERGIGANTE ROJA


     Una vez que la estrella se ha convertido en una supergigante roja, permanecerá en esta fase todo lo que le queda de vida, apenas un millón de años. La estrella, con una temperatura central alrededor de los 200 millones de grados, quemará el helio del núcleo formando carbono y oxígeno. De manera análoga a lo que sucedía cuando la estrella había consumido todo el hidrógeno (como vimos en la entrada anterior),  una vez que el helio se agota, el núcleo se contrae aumentando considerablemente su temperatura. En el momento en que ésta  supera aproximadamente los 800 millones de grados comienza la ignición del carbono. En apenas 2000 años se termina el combustible y se repite el proceso, que como vemos cada vez es mucho más rápido y mucho más energético. A continuación, a una temperatura próxima a los 1600 millones de grados y en algo menos de un año, se quema el neón que se formó durante la combustión del carbono. De esta manera, en etapas sucesivas cada vez más cortas, se siguen quemando elementos más pesados hasta llegar al azufre y el silicio. Esta es la última etapa antes del colapso de la estrella: en apenas dos semanas, con una temperatura en el núcleo por encima de los 3300 millones de grados, la estrella quema estos últimos elementos originando un núcleo inerte de hierro y níquel. Llegados a este momento, pre-supernova, la estrella ha adquirido la llamada estructura en capas de cebolla, donde de manera concéntrica, se dispone el material que se ha ido produciendo en cada una de las etapas que hemos visto:

 

Esquema, no a escala, de la estructura en capas de cebolla de una estrella masiva justo antes del colapso que dará lugar a una supernova
 

Y FINALMENTE … UNA SUPERNOVA



     Una vez que se agota el silicio se paran las reacciones nucleares y el núcleo se vuelve a contraer pero en este caso no llega a alcanzar la temperatura suficiente para quemar el hierro. En un cierto momento el núcleo alcanza el límite de Chandrasekhar y la desestabilización es definitiva, ya no hay vuelta atrás. Se sigue contrayendo y al llegar en torno a los 10000 millones de grados, la radiación emitida en el núcleo es tan energética que es capaz de romper el hierro en elementos más pequeños (fotodesintegración) hasta convertirlo mayoritariamente en una “sopa” de protones y neutrones. 

     Debido a las condicones de alta densidad y temperatura, los electrones del núcleo son capturados por los protones. Este proceso tiene dos consecuencias. La primera es la formación como resultado de esta reacción de un flujo enorme de neutrones (todavía más de los que ya había) y de neutrinos. Por otro lado, la desaparición de los electrones, que hasta ahora eran los que con su presión contrarrestaban el peso de las capas superiores, facilita el colapso del núcleo en apenas un segundo, hasta alcanzar una densidad similar a la del núcleo de un átomo. En este momento la presión que ejercen los neutrones es la clave para frenar el colapso. Si la masa de lo que queda del núcleo es menor de unas tres veces la masa del Sol, como en el caso de Betelgeuse, el colapso se detiene formándonse lo que será una estrella de neutrones. Si, en cambio, su masa es mayor, la presión ejercida por los neutrones no será suficiente para detener el colapso y se acabará originando un agujero negro. 

     Al mismo tiempo que sucede todo esto en el núcleo, las capas más externas que estaban cayendo sobre él como consecuencia de la ruptura del equilibrio hidrostático, se encuentran primero con la radiación energética que está desintegrando los átomos de hierro, frenando su caída y posteriormente con el flujo de neutrinos. Estos neutrinos, estaban atrapados “cayendo” durante el colapso. En el momento en que éste se frena rebotan como un muelle y salen despedidos hacia el exterior a velocidades supersónicas creando una onda de choque que se llevará por delante la envoltura de la estrella que estaba precipitándose sobre el núcleo, liberándose una ingente cantidad de energía. Se acaba de producir una supernova (concretamente de tipo II, las más abundantes). Toda esta materia que la supernova ha expulsado enriquece el medio interestelar y servirá para formar la siguiente generación de estrellas, cerrándose el “ciclo de la vida”.


Sencilla animación de lo que sería una explosión de supernova




¿SON MUY HABITUALES ESTAS SUPERNOVAS?


     Se estima que en una galaxia como la Vía Láctea se producen, de media, dos supernovas por siglo. Esto no quiere decir que todas sean visibles desde nuestra posición, ya que si por ejemplo, la explosión se produjera por detrás del centro galáctico pasaría completamente desapercibida. Antes de la aparición del telescopio, en base a distintos testimonios históricos y a la posterior identificación y estudio en el cielo de sus remanentes, se han podido datar una decena de supernovas. La más famosa, sin duda, es la que atestiguaron astrónomos chinos en 1054 y cuyos restos, la celebérrima nebulosa del cangrejo, muchos de nosotros hemos podido observar con nuestros telescopios. Más recientes son las últimas visibles a simple vista que corresponden a las observadas por Tycho (en 1572) y Kepler (1604). Todas ellas se produjeron en nuestra Galaxia motivo por el que fueron muy brillantes, alcanzando magnitudes entre la -2.5 y la -6, igualando e incluso superando el brillo de Venus.

     Uno de los fenómenos astronómicos más importantes de todos los tiempos por la gran repercusión que ha tenido y todavía tiene es la supernova de 1987 (catalogada como SN 1987A). Esta supernova explotó en la nebulosa de la Tarántula, un objeto muy conocido en los cielos del hemisferio sur, el 23 de febrero de 1987 en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. Por sí sola esta supernova merecería toda nuestra atención ya que ha sido el laboratorio donde poner a prueba nuestros conocimientos de varias ramas de la física, aunque entrar en detalle está fuera de la idea de esta entrada. Sin embargo, sí quería compartir algunas imágenes donde se ve cómo era la estrella unos años antes de explotar, poco tiempo (¿horas, días?) después de la explosión y en 2017, 30 años después de la misma, donde se aprecia el remanente tan característico que se ha originado.


Imágenes de la región en torno a la SN 1987A antes y después de explotar (David Malin, Observatorio Astronómico Angloaustraliano). Llegó a ser visible a simple vista como una estrella de tercera magnitud


     En el caso de Betelgeuse, a la que todavía le faltan unos 100000 años, su explosión sería la más espectacular vista hasta ahora debido a que se encuentra muy cerca, a tan solo unos 650 años luz. Como comparación, las supernovas históricas que acabamos de comentar se encontraban en un rango entre los 6000 y 20000 años luz y la SN 1987A, ya en otra galaxia, a unos 170000. Teniendo en cuenta todo esto, se espera que el brillo que alcanzaría la explosión de Betelgeuse rondara la magnitud -11, muy parecido al brillo de la luna casi llena. Durante varios meses podríamos incluso verlo de día. A pesar de su proximidad, Betelgeuse no está suficientemente cerca como para que su final pudiera suponer un riesgo real para la vida en nuestro planeta.
 

Imagen de gran campo centrada en el remanente de la SN 1987A (Telescopio espacial Hubble, enero de 2017)




SOBRE NOVAS Y SUPERNOVAS


     Para finalizar quería hacer un inciso y aclarar, sin entrar en muchos detalles, las diferencias entre novas y supernovas. En ambos casos se trata de estrellas que en un momento dado explotan liberando una gran cantidad de energía que hace posible que, de manera repentina, sean visibles en el cielo donde anteriormente “no” había nada. El término procede del latín “stella nova” que Tycho utilizó para referirse a la “estrella nueva” de cuya aparición en el cielo había sido testigo privilegiado. Posteriormente, al observarse que no todas las novas eran iguales, se introdujo la palabra supernova para aludir a las más brillantes. De hecho, hoy sabemos que estas últimas son alrededor de un millón de veces más brillantes. Las novas, sin embargo, son más frecuentes, produciéndose en torno a una docena al año. En mi caso, puedo decir que en los últimos 15 años, con mi modesto equipo, he podido observar media docena. De manera coloquial, teniendo en cuenta tanto su brillo como su frecuencia,  podemos suponer que cuando se habla de supernovas nos estamos refiriendo a explosiones ocurridas en otras galaxias mientras que en el caso de las novas hacemos referencia a las producidas en nuestra galaxia.

     En cuanto a su origen, la mayoría de las supernovas que conocemos, unas tres cuartas partes, se producen por el colapso del núcleo de una estrella masiva, tal y como se ha descrito anteriormente. Sin embargo, el resto de supernovas (las de tipo Ia) y las novas se originan, de manera parecida aunque no igual, en sistemas binarios cerrados donde se produce transferencia de masa de una estrella evolucionada a una enana blanca. A diferencia de las supernovas, en muchos casos las novas son recurrentes (no se destruyen después de la explosión y pueden repetir el proceso varias veces antes de morir definitivamente).


Con estas entradas he intentado explicar de manera sencilla y sin perder rigurosidad lo complicado que es una estrella tan grande y masiva como Betelgeuse. Espero haberlo conseguido, despertando o saciando en cada caso la curiosidad de los lectores y que la próxima vez que nuestra mirada se detenga en el cielo estrellado la veamos con otros ojos, a poder ser, desde fuera casa.