HUMOR CIENTÍFICO

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¿Con qué se cura la anemia? Con Fe

viernes, 23 de octubre de 2015

MIDIENDO EL UNIVERSO

Escribo por primera vez en el curso. No es que me haya aburrido del blog, es que el virus del profe vago no me ha atacado aún y mis alumnos de segundo de bachillerato me chupan la sangre, vampirizando mis horas de trabajo en casa (y en el centro, no crean). ¡Qué difícil es llevar adelante una física y una química de segundo, intentando dar la talla!.
Hoy aprovecho los días de asuntos propios remunerados, sin consecuencias por la ausencia a clase ,del alumnado (es decir, la huelga) para escribir el primer post. No puedo resistirme a contar una anécdota que me comentan los cinco alumnos que vienen a clase. Los pobres me dicen que una profesora (o profesor, no recuerdo) les ha hecho un examen pero que no pueden repetirlo, si les sale mal, con el resto de sus compañeros (que lo han atrasado por la huelga). Insisten y le dicen a la profesora que no es justo, ante lo que ella responde: “hay que atenerse a las consecuencias de venir un día de huelga”. Frase lapidaria donde las haya y que demuestra a las claras el grado de esquizofrenia en la que se ha instalado la educación andaluza, donde  los que se deben de atener a las consecuencias son aquellos que cumplen con su obligación básica.
Hablábamos, tiempo ha, en clase de Física de utilizar la tercera ley de Kepler para calcular la distancia de Marte al Sol, a partir de la distancia Tierra-Sol y del tiempo que tarda Marte en dar una vuelta alrededor del Sol. Explicaba yo que dicho tiempo es fácil de averiguar: no hay mas que ser paciente y ver cuánto tiempo tarda Marte en volver a estar en una misma posición. Pero Alfonso veía otra dificultad: ¿Cómo sabemos la distancia Tierra-Sol?, Y ya puestos :¿Cómo se mide la distancia a las estrellas, sin ley de Kepler?.
La primera medición astronómica fue hecha muy pronto. Aristarco de Samos e Hiparco de Nicea (300 aC y 150 aC, respectivamente) fueron capaces de calcular la distancia Tierra-Luna a partir de la sombra que la Tierra deja sobre la Luna en un eclipse de Luna. El cálculo, puramente geométrico, a partir de ángulos y el diámetro terrestre de Erastóstenes (otro filósofo griego mas antiguo) era excelente: 384.000 km (hoy 384.300 km).
Durante mas de 1.800 años no hubo ningún progreso importante, sobre todo porque el modelo geocéntrico impedía proponer algún método medianamente exacto para hallar otras distancias mas allá de la Luna. La aparición del modelo heliocéntrico de Copérnico en 1543 cambió la situación.
El método empleado para medir una distancia dentro del sistema solar se basa en el paralaje. El paralaje es un fenómeno fácil de entender y observar. Cuando un objeto está muy lejos de un fondo de observación (una pared de una habitación, por ejemplo) y lo observamos desde dos posiciones diferentes pero muy cercanas al objeto (relativa al fondo), nos damos cuenta que la posición del objeto respecto del fondo no es la misma. Si observamos un dedo cerca de nuestra nariz pero lejos de una pared, primero con el ojo derecho y luego con el ojo izquierdo,  nos parece que el dedo esta en posiciones diferentes respecto de la pared. Midiendo ángulos y sabiendo la distancia entre los ojos, podemos estimar la distancia del ojo al dedo.
En 1671 se usó el paralaje de Marte sobre el fondo de estrellas (observándolo desde dos ciudades diferentes como París y Cayenne, de distancia conocida entre ellas) para estimar la distancia a Marte y a partir de ella, la distancia Tierra-Sol. Estas medidas fueron corregidas usando el paralaje de Venus al pasar delante del Sol y en 1931 el del asteroide Eros. Se halla así que la distancia Tierra-Sol es de 149 millones de promedio (la órbita terrestre es una elipse).
La medida de la distancia Tierra-Sol abre la veda a medir distancias a las estrellas cercanas. Estas estrellas cambian ligeramente de posición respecto al fondo lejano de estrellas, vistas desde cualquier punto de la Tierra, cuando la Tierra está en puntos opuestos de su órbita. El paralaje de la estrella permite estimar su distancia a partir del diámetro de la órbita terrestre.
¿Y qué ocurre con las estrellas mas lejanas?, ¿y las galaxias?. Ya no vale el paralaje. ¿qué hacer?. Entonces Henrietta S. Leavitt sugirió la manera de hallar la distancia relativa entre ciertas estrellas especiales llamadas cefeidas. Una cefeida es una estrella cuya luminosidad (la energía que emite) varia de forma regular. Su luminosidad pasa por máximos y mínimos cada cierto tiempo. Y resulta que el periodo de la variación indica la luminosidad de la estrella. Es decir, dos estrellas variables cefeidas de igual periodo tienen la misma luminosidad.
¿Y qué pasa con esto?, os preguntareis. Pues pasa que si una cefeida  brilla el doble que otra cefeida de igual período (misma luminosidad) es porque está el doble de lejos. Y esto es un avance para medir grandes distancias de forma relativa (una galaxia con una cefeida está al doble de distancia de otra galaxia que tiene la cefeida de igual periodo pero la mitad de brillo), pero no sabemos la distancia real de ninguna de ellas.
Mas tarde los astronómos fueron capaces de hallar, cosa complicada de la que no voy a hablar, la luminosidad absoluta de las cefeidas, lo que permite calcular con facilidad la distancia a nuestro sol sabiendo el brillo de la cefeida (sabemos cómo disminuye la luminosidad de una estrella respecto de su distancia a nosotros).
Volvíamos a tener un método para hallar distancia estelares de estrellas, nebulosas y galaxias... siempre que estuviéramos hablando de cefeidas o galaxias con cefeidas..
Pero si una galalxia está muy lejana, entonces no podemos resolver la “mancha” de luz de las galaxias en estrellas individuales, ya que está demasiado lejos. No tenemos cefeidas entonces.
Hoy en dia el método para determinar la distancia de objetos estelares muy lejanos es el efecto doppler de corrimiento hacia el rojo. ¡Toma Ya!. ¿Y eso qué es?. El efecto doppler es algo que habéis experimentado, aunque quizás no erais conscientes. El sonido de una ambulancia es cada vez mas agudo al aproximarse y mas grave al alejarse. En términos científicos: la frecuencia del sonido (y su longitud de onda) cambia. Cuánto mas rápido se acerca la ambulancia mas cambia su frecuencia  y su longitud de onda (respecto a la del sonido en reposo).
 De la misma manera la luz de las estrellas de las galaxias se hace mas roja (aumenta su longitud de onda) cuando la galaxia se aleja y mas azul, cuando se acerca. Midiendo cuanto se ha “corrido al rojo” la luz de una galaxia respecto a la luz de nuestra estrella (que consideramos en reposo),podemos medir lo rápido que se aleja. Y como sabemos la distancia de algunas galaxias, podemos relacionar dicha rapidez de alejamiento con su distancia.

Y así tenemos una idea bastante clara de las distancias a los objetos que vemos, el universo visible, del que nos llega algún tipo de luz. ¿Sabremos algo alguna vez de esos objetos que deben existir mas allá del universo visible?.,

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