Investigando la frontera del universo observable

Rubén Sánchez Ramírez, Ignacio Pérez García (IAA-CSIC)

José Antonio Rodríguez Jiménez, María Cabrera García, Inés Díaz Prados, Adriana Garciolo Domínguez, Custodia González Heredia, Guillermo Maya Barranco, Izan Montes Fernández, Germán Ramírez Muro y Georgina Torrecilla Martín (IES Antigua Sexi de Almuñécar)
 

Nos adentramos en la astronomía investigando acerca de las fronteras del universo observable para comprobar la evolución del medio intergaláctico a lo largo de la historia del universo y, para ello, analizamos la luz procedente de diferentes cuásares a diferentes redshift.

En el medio intergaláctico el hidrógeno neutro pasa al estado ionizado conforme capta la luz procedente de las galaxias, de tal manera que entre nosotros y las galaxias más lejanas habrá más medio intergaláctico y menos ratio de hidrógeno ionizado. Si definimos la transmisión como la cantidad de fotones que nos llega, i.e. que podemos captar en la Tierra, podemos inferir que cuanto más lejana está la galaxia, menor es la trasmisión. 

En resumen, hay que tener en cuenta varias premisas:

- En el espacio hay hidrógeno sin ionizar.

- La luz de los cuásares ioniza el hidrógeno dejando pasar más luz.

- El espectro electromagnético de los cuásares se desplaza al rojo como consecuencia de la expansión del universo

- Mayor desplazamiento al rojo, más lejana es la galaxia.

En nuestro método de trabajo hemos utilizado los espectros de diferentes cuásares procedentes del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), una instalación que ha explorado una cuarta parte del cielo. Entre sus estudios sistemáticos, el Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS), el estudio espectroscópico de oscilación bariónica, utiliza los cuásares para cartografiar las variaciones en la densidad del gas intergaláctico a grandes distancias.

Utilizando TOPCAT, una herramienta para hacer gráficos de datos, manipulación y análisis de tablas, hemos comparado las longitudes de onda de las líneas espectrales emitidas por los cuásares con las longitudes de onda esperadas.

En la figura representamos el redshift de distintos cuásares frente a su transmisión y, a partir de este análisis, llegamos a la conclusión de que, cuanto menos redshift, encontramos más transmisión. 

En el resultado de nuestra investigación podemos observar que los cuásares más lejanos (los más desplazados al rojo) tienen una transmisión menor y cuando miramos cuásares más cercanos, los estamos viendo en un universo más evolucionado, por lo cual hay más hidrógeno ionizado y más transmisión. A medida que miramos más atrás en el tiempo, la transmisión de luz disminuye debido a la mayor presencia de hidrógeno no ionizado.

En conclusión, nuestra investigación nos ha llevado a comprender mejor la historia del universo usando como candelas estándares a los cuásares. Estos hallazgos no solo dan validez a las teorías actuales sobre la expansión del universo y su evolución química, sino que también abren nuevas ventanas a la comprensión de nuestra historia en el universo.
 

Correlación entre redshift y transmisión en cuásares del SDSS (Sloan Digital Sky Survey). La gráfica muestra la relación entre el redshift (z) y el porcentaje de transmisión de fotones procedentes de cuásares a diferentes distancias. Los datos revelan que cuásares con mayor redshift, que corresponden a galaxias más lejanas y a épocas más tempranas del universo, muestran una menor transmisión de luz debido a la mayor cantidad de hidrógeno neutro en el medio intergaláctico. 
 

Estrellas Pulsantes RR Lyrae: los faros del universo

Sebastiano de Franciscis, Susana Martín-Ruiz, Alfredo Sota (IAA-CSIC)

Xieya Chen, Guillermo Martínez, José Antonio Martín, Javier Baquero, Matias Margutti, Mario Escobar, Alexis Lemaitre, Israel Navarro, Miguel Ángel Clemente Cayuela (Colegio Concertado Juan XXIII Zaidín, Granada)

Las RR Lyrae son estrellas variables con pulsaciones radiales de periodo entre 0,2 y 1,2 días. Estas pulsaciones se dan a raíz de una inestabilidad en las capas más externas de la estrella que las hacen variar de magnitud de manera periódica. También reciben el nombre de “variables de cúmulo”, lo cual cobrará sentido más adelante.

Nuestro proyecto estaba enfocado en determinar a qué distancia están estas estrellas y, para ello, hemos trabajado con las relaciones entre magnitud absoluta, magnitud aparente, periodo de pulsación y distancia.

Para nuestra investigación nos hemos basado en el estudio “On the RR Lyrae stars in globulars. IV. ω Centauri optical UBVRI photometry” (V. F. Braga et al., 2016), en el cual los autores determinan para las RR Lyrae una relación periodo magnitud del tipo M=a + b log (P) en el filtro fotométrico I. Nos centramos en este trabajo, ya que el filtro I es uno de los filtros disponibles en el Observatorio de Sierra Nevada (OSN), el cual asignó para nuestro proyecto algunas horas de observación durante 4 noches grises, desde el 30 de enero hasta el 2 de febrero. Además, con este filtro, la contribución de la metalicidad de las estrellas se hace despreciable, ya que esta es tanto más insignificante cuanto más nos acercamos al infrarrojo. 

Durante las noches asignadas se observaron, con la cámara CCD (filtro I) del telescopio de 90 cm, dos estrellas variables RR Lyrae de catálogo, la V0373 UMa y la Mu UMa, estrellas que, como indica el sufijo, pertenecen a la constelación de la Osa Mayor.

Los datos se han procesado posteriormente con el software de fotometría diferencial FotoDif. Mediante este programa pudimos comparar el brillo de nuestras estrellas variables con otras estrellas constantes del mismo campo, para obtener el periodo de pulsación. El valor del periodo fue tomado por varios subgrupos por lo que se hizo una media directa entre todos los valores obtenidos y el error cuadrático de las desviaciones estándar que venían con cada resultado. Con esto obtuvimos que el periodo de V0373 UMa es de 0.26799 días, mientras el de Mu UMa de 0.2656 días y, mediante la relación periodo-luminosidad, sus magnitudes absolutas, las cuales son de 14.181 mag y 14.187 mag, respectivamente.

Para la magnitud aparente se dedicó una noche a observar, en los filtros UBVI, tres campos estándares de Landolt (SA29, PG1126, GD310) cercanos a nuestras estrellas variables. Se trata de conjuntos de estrellas catalogadas con las cuales, al comparar su magnitud visual, podemos obtener las de V0373 y Mu. Posteriormente fue necesario calibrar las imágenes tomadas de los campos mediante el software de reducción de datos IRAF y haciendo que queden lo más limpias posible empleando un “flat frame”. Las magnitudes aparentes obtenidas fueron m(Mu UMa)=11.459 mag y m(V0373)=12.115 mag.

Una vez conseguidas las magnitudes y el periodo quedaba la guinda del pastel: determinar finalmente la distancia. Para ello se empleó la relación que liga magnitud absoluta, magnitud aparente y distancia, M=m−5·log₁₀(d_pc)+5. Como resultado, se obtuvieron unas distancias de 2.85 pc para la Mu UMa (9.29 años luz) y 3.86 pc para la V0373 UMa (1.6 años luz).

La determinación de las distancias de las RR Lyrae es más que un simple resultado: nos ayuda a conocer la distancia a la que están los cúmulos globulares del halo de nuestra galaxia a los que pertenecen estas estrellas, de ahí el término “variables de cúmulo”. Esta es la razón por la que son conocidas como “los faros del universo”.

Localización de las estrellas RR Lyrae: MU UMa (izquierda), y V0373 UMa (derecha), en la constelación de la Osa Mayor.
 

Navegando la esfera celeste

Clara Cabanillas de la Casa, Celia Navas Martin (IAA-CSIC)

Ángela Bueno Durán, Sofía Fernández Palos, Esdras Gálvez Martínez, Sara Gómez Saez, Enrique Insa Ponce de León, Francisco Mas Bautista, Pablo Olmedo Medina, Andrea Perea Vera, Carmen Rosino Vílchez, Alexandru Villalobos Carbonaru (IES Fray Luis de Granada)
 

La astronomía de posición es la rama de la astronomía observacional encargada de localizar cuerpos en la esfera celeste. Es la rama más antigua, datando del 190 AC, cuando Hiparco desarrolló los primeros catálogos estelares. Su estudio ha revolucionado nuestra visión geocéntrica y antropocéntrica del mundo y nos ha permitido comprender la vastedad del universo y nuestro lugar en él. Actualmente, sigue siendo fundamental para cualquier observación astronómica, así como para nuestra noción y definición del tiempo.

Como primera aproximación a la investigación en astronomía, el alumnado del IES Fray Luis de Granada han participado en esta edición del PIIISA con el proyecto: “Navegando la esfera celeste”, aprendiendo los conceptos fundamentales de astronomía observacional y de posición. Para ello emplearon Stellarium, un software de planetario de código abierto para computadora personal. Mediante simulaciones del cielo, obtuvieron medidas astrométricas con las que caracterizaron la dinámica y propiedades físicas de astros y cuerpos del sistema solar. 

Los alumnos y alumnas se centraron en el estudio del planeta Marte, que es el planeta con órbita externa más cercano a la Tierra. Para ello, analizaron el fenómeno de movimiento retrógrado, por el cual la trayectoria aparente de un planeta de órbita externa a la Tierra parece trazar un lazo en el firmamento, en lugar de un simple arco. El tiempo transcurrido entre la fase central del movimiento retrógrado en 2 ciclos seguidos del planeta Marte es igual a su periodo sinódico, definido como el tiempo que tarda un objeto en volver a aparecer en un mismo punto del cielo cuando se observa desde la Tierra. Para el caso de Marte, resultó ser de 2 años, 1 mes, 13 días (entre  el 05/12/2022 y el 18/1/2025). El periodo sinódico de un planeta depende del periodo sidéreo, i.e. el tiempo que tarda en darle una vuelta al Sol. Finalmente, el periodo sidéreo está directamente relacionado con la distancia al Sol mediante la tercera ley de Kepler. En esta investigación se obtuvo una distancia Marte-Sol de 1.5 UA (Unidades Astronómicas), siendo 1.526 UA el valor más preciso medido y aceptado actualmente. 

La exactitud de este procedimiento puramente observacional valida nuestros conocimientos teóricos sobre la dinámica celeste. Después de esta experiencia los y las estudiantes deben tener las competencias necesarias para planificar sus propias observaciones de objetos celestes, y para acceder y consultar las bases de datos públicas en las que hallar parámetros complementarios para su estudio. 

En particular, a finales del año 2025, coincidirá el punto de mayor aproximación de Marte a nuestro planeta con las fases centrales de su movimiento retrógrado. Habiendo calculado ya su periodo de visibilidad desde Granada, sólo nos queda salir y observar el cielo, y paso a paso aprender más, y crecer, hasta convertirnos en verdaderos astrónomos.

Buscando un nuevo hogar: camino a Próxima Centauri

Gerardo García-Moreno, Daniel Guirado, Roberto Varas González (IAA-CSIC)

Eduardo Antúnez Ruiz, Pablo Castillo Mancilla, Jorge González Hernández, Pablo González Román, Mouad Kabich, Ángel Pineda Martín, María del Mar Rodríguez Rubio, Sergio Daniel Rodríguez Zevakhin (IES Francisco Giner de los Ríos de Motril)
 

 

El objetivo de nuestro proyecto PIIISA 2024 ha consistido en la búsqueda de exoplanetas habitables y el análisis de cuáles son las limitaciones fundamentales y tecnológicas que se presentan cuando nos planteamos la posibilidad de viajar a ellos. En particular, hemos centrado el estudio en el sistema Alfa Centauri, que es el sistema estelar más próximo a la Tierra. 

El sistema Alfa Centauri se encuentra a una distancia de 4,36 años luz. Es un sistema múltiple formado por tres estrellas orbitando entre ellas. Dos de las estrellas, llamadas Alfa Centauri A y B, orbitan la una alrededor de la otra en un sistema binario, mientras que Alfa Centauri C (más conocida como Próxima Centauri), orbita a una gran distancia de estas dos primeras, a unos 0,21 años luz.

Existen tres candidatos a exoplanetas orbitando Próxima Centauri: Alfa Centauri b, c y d. Sin embargo, no se ha detectado de momento ningún planeta orbitando Alfa Centauri A o B. Tanto Alfa Centauri b como Alfa Centauri d están en la zona de habitabilidad: esto quiere decir que están a una distancia de la estrella que es compatible con la presencia de agua líquida. En regiones más cercanas a la estrella, en la región interna a la zona de habitabilidad (ver Figura) la temperatura es demasiado alta para que el agua esté en estado líquido y, en regiones más alejadas de la estrella, la región externa a la zona de habitabilidad, la temperatura es demasiado baja. En particular, Alfa Centauri d está cerca de la frontera interior de la región de habitabilidad y presenta condiciones algo más extremas que Alfa Centauri b. Para que estos planetas fueran habitables, la estrella en torno a la que orbitan debe ser estable: es decir, el flujo de energía que emite debe ser más o menos continuo en el tiempo. Próxima Centauri es una estrella enana roja estable, aunque menos brillante y más fría que el Sol.

Adicionalmente, sería necesario también que estos planetas cuenten con un campo magnético que permita desviar los vientos estelares generados por la estrella y una atmósfera que permita mantener la temperatura del planeta estable. A día de hoy, desconocemos si alguno de estos planetas tiene campo magnético o atmósfera, por lo que aún no sabemos si sería posible habitarlos. 
 

Analicemos ahora las posibilidades para realizar un viaje hacia estos exoplanetas. La primera opción que podríamos plantearnos consistiría en viajar a velocidad constante teniendo en cuenta la velocidad máxima que alcanzan las naves actuales, unos 60.000 km/h (que es la velocidad aproximada a la que viaja la sonda Voyager 1), tardaríamos aproximadamente 77.000 años. El problema de ir a velocidad constante, es que estaríamos flotando en ingravidez un tiempo que supera nuestras posibilidades de supervivencia y nuestros cuerpos se atrofiarían debido a la aparición de problemas cardiovasculares, pérdida de masa muscular y ósea, etc. 

La segunda opción para solventar este problema consistiría en acelerar a 9,8 m/s² para crear una gravedad artificial que nos permitiera sobrevivir al viaje. Haciendo el cálculo con la física tradicional newtoniana (no relativista) tardaríamos únicamente 2,86 años, un periodo razonable. Sin embargo, como la velocidad crece constantemente, llegará un punto en el que superaremos la velocidad de la luz, cosa que, según las leyes de la relatividad especial de Einstein, no es posible. Si se repite el cálculo utilizando la física relativista de Einstein, llegamos a la conclusión de que tardaríamos 450 años y nunca alcanzaremos la velocidad de la luz, lo cual sigue siendo una cantidad de tiempo inviable.

Por tanto, por una parte, encontramos que, a pesar de ser los candidatos más cercanos a nosotros, aún no sabemos si los exoplanetas del sistema Alfa Centauri son habitables o no, porque desconocemos si tienen campo magnético o atmósfera. Y, por otro lado, la relatividad especial pone limitaciones fundamentales al tiempo que tardaríamos en llegar a estos exoplanetas. Quizás en el futuro podamos inventar alguna tecnología que nos permita llegar a otros exoplanetas, como el motor de curvatura propuesto en la serie Star Trek, que deforma el propio espaciotiempo a voluntad utilizando la relatividad general de Einstein. Mientras tanto, debemos centrarnos en seguir investigando para desarrollar nuevas tecnologías y descubrir los secretos del universo.
 

Nuestro entorno electromagnético: ¿podemos sentir en Granada una tormenta en África?

Alejandro Luque Estepa, Alejandro Malagón Romero, Francisco Manuel Bayo Muñoz (IAA-CSIC)

Paula Ballesteros García, Paula Lozano García, Lucía Espinosa Callejo, África Bouallal Pulido, Sofía Parrilla Fuentes, Boyuan Zheng, Abril Ángulo Madrid, Irene Rodríguez La ella (IES Francisco Ayala de Granada)
 

La radiación electromagnética nos rodea y familiarizarnos con ella es cada vez más importante para entender el mundo natural así como muchas de las tecnologías que empleamos cada día. ¿Qué distingue y qué asemeja fenómenos como los rayos X, la luz visible y las ondas de radio? ¿Cómo nacen y a qué velocidad viajan estas señales? Estas son algunas de las preguntas que abordamos en nuestro proyecto.

Como hilo conductor de nuestra investigación, nos centramos en el funcionamiento de las redes meteorológicas que monitorizan la presencia de ondas electromagnéticas para detectar rayos de tormenta. Un rayo es, esencialmente, una descarga eléctrica que mueve una gran cantidad de carga; por ello está siempre asociado a la emisión de un pulso electromagnético. A cientos o incluso miles de kilómetros del rayo una antena, incluso rudimentaria, puede detectar este pulso. Es más, si disponemos de varias antenas y sabemos combinar sus señales, podremos encontrar con cierta precisión el desafortunado lugar que recibió el impacto del rayo.

Hemos empezado nuestro trabajo buscando la forma de medir y caracterizar nuestro entorno electromagnético, mediante la conexión de una antena a un ordenador portátil. Una posibilidad nos la ofreció la entrada de audio, es decir, la conexión a un micrófono, de la que aún disponen algunos ordenadores. Hicimos pruebas también con un conversor analógico-digital, implementado en una placa Arduino. Además de detectar la presencia de campos electromagnéticos a nuestro alrededor, en nuestras sesiones nos familiarizamos con los conceptos de frecuencia y espectro de una señal, estudiando sus analogías con las señales de sonido.

En una segunda fase de nuestro estudio hicimos uso de la velocidad de propagación de las señales para medir distancias. 

La velocidad de propagación de la radiación electromagnética, unos 300.000 km/s, dificulta su análisis y observación con materiales fácilmente accesibles. Sin embargo, el sonido se propaga con una velocidad de apenas 300 m/s, lo que nos permite medir distancias de algunos metros sin otro accesorio que las grabadoras de los teléfonos móviles. 

En nuestro setting experimental situamos tres teléfonos móviles en los vértices de un triángulo y, haciendo explotar globos, que son, a la par de los rayos, emisores de sonidos suficientemente intensos y repentinos, pudimos medir las longitudes de los tres lados del triángulo. Tras introducir el concepto de trilateración y usando unas fórmulas de cálculo geométrico, pudimos poner a prueba este método sobre el terreno, localizando la posición del limonero del patio del IAA.

En nuestro proyecto también encontramos dificultades. No hubo tormentas cercanas durante las mañanas en que montamos nuestros detectores así que no detectamos señales provenientes de rayos. Estos contratiempos son también una parte sustancial de la investigación científica. 

Esperamos que en cualquier caso nuestra actividad pueda motivar a otros estudiantes de secundaria a conocer mejor nuestro entorno electromagnético.
 

Dispositivo rudimentario de detección de ondas de radio, en el que conectamos un objeto metálico plano que actúa como antena a una placa Arduino.