Desarrollado el primer máser de temperatura ambiente

Fuente: Ciencia Kanija

 

Artículo publicado por Tim Wogan el 15 de agosto de 2012 en physicsworld.com

Investigadores británicos han logrado por primera vez construir un prototipo de máser de estado sólido que funciona a temperatura ambiente, sin necesidad de aplicar un campo magnético permanente. Los máseres, que hacen con las microondas lo mismo que hacen los láseres con la luz visible, no se han usado ampliamente debido a su complejas condiciones de uso – algunos requieren refrigeración criogénica o cámaras de vacío y, a veces, potentes campos magnéticos. Los investigadores afirman que su dispositivo podría tener una variedad de usos en el futuro – desde la detección de explosivos a detectar los estados de los átomos usados en computación cuántica.

Núcleo del máser Crédito: NPL

Condiciones extremas

Hay dos tipos básicos de máseres. Los máseres atómico y molecular fueron los primeros tipos en inventarse allá por el año 1958. Requerían voluminosas cámaras de vacío y solo podían emitir potencias muy bajas. El segundo tipo, y el más útil – los máseres de estado sólido – aprovechan las transiciones entre estados de espín de iones paramagnéticos en un cristal sólido. Son mucho más potentes y pueden producir los detectores de tenues señales de microondas más sensibles y de menor ruido jamás construidos. Por desgracia, para mantener la inversión de población necesaria en un máser convencional de estado sólido, se requiere una refrigeración con helio líquido, que normalmente viene acompañada por un potente campo magnético de corriente directa.

La necesidad de estas condiciones extremas nos ha llevado a que, aunque la NASA ha estado interesada en invertir en el mantenimiento de máseres de estado sólido para recibir las débiles señales transmitidas por las sondas espaciales Voyager, se han descartado aplicaciones más cotidianas. “Por ejemplo, podría usarse un máser para mejorar la precisión de un esćaner corporal de un aeropuerto”, dice el autor principal Mark Oxborrow del Laboratorio Nacional de Física en Teddington, Reino Unido, “pero esto aumentaría considerablemente el coste del dispositivo. Por tanto, creo que hay muchas aplicaciones que simplemente se han vuelto irrealizables debido a los requerimientos de criogenia”.

Nuevo mecanismo de funcionamiento

Oxborrow y sus colegas del Imperial College de Londres crearon su máser colocando un polímero blando – p-terfenilo dopado con pentaceno – en lugar del habitual rubí cristalino como medio de ganancia. Además, en lugar de bombearlo con una fuente de microondas, como es lo habitual en un máser de estado sólido, usaron un láser médico de 585 nm diseñado para el tratamiento de lesiones vasculares. Estos cambios les permitieron utilizar un fenómeno conocido como “cruce intersistémico selectivo de espín”, que nunca se había usado en un máser, y que aún no se comprende por completo, para mantener la inversión de población en ausencia de temperaturas criogénicas o un potente y permanente campo magnético. “No es solo que hayamos tomado la tecnología tradicional y hayamos mejorado cosas en distintos sentidos para lograr que funcione a temperatura ambiente”, explica Oxborrow. “El mecanismo de funcionamiento de nuestro máser de temperatura ambiente es completamente distinto de los máseres convencionales de estado sólido”.

Impresionante pero, ¿potencialmente problemático?

Aharon Blank, químico del Instituto Technion-Israel de Tecnología en Haifa, Israel, que fue parte de un proyecto anterior que no tuvo éxito hace 10 años para desarrollar un máser de estado sólido de temperatura ambiente, está impresionado por la investigación. Sin embargo, señala distintos aspectos del diseño que podrían ser potencialmente problemáticos. Primero, aunque el dispositivo puede funcionar en un campo magnético nulo, se necesita un campo magnético para ajustar el campo magnético en el que funciona. Aunque inconveniente,no cree que esto sea un problema definitivo para un dispositivo comercial basado en esta tecnología. “Hay muchos dispositivos comerciales actualmente que usan un campo magnético estático para variar la frecuencia”, dice, “por lo que no es un gran problema”.

Sin embargo, hay otro que sí lo es. Actualmente, como en los primeros láseres, el dispositivo solo es capaz de funcionar en pulsos, no en modo continuo. Los máseres se usan principalmente para detectar y amplificar radiación incidente de microondas muy débil, y el uso de un detector que no puede mantenerse en funcionamiento continuamente es limitado. Por otra parte, Oxborrow sugiere que podría usarse para escuchar ecos de radar, por ejemplo. El equipo está actualmente experimentando con su dispositivo para ver si puede funcionar o no en modo continuo, y de ser así, cómo puede lograrse.

La investigación se publica en la revista Nature.

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Autor: Tim Wogan
Fecha Original: 15 de agosto de 2012
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Identificado el cúmulo de galaxias más masivo y luminoso

Fuente: Ciencia Kanija
 Artículo publicado por Jennifer Chu el 15 de agosto de 2012 en MIT

Su detección puede confirmar una antigua teoría.

A pesar de lo enorme que puede parecer la Vía Láctea, nuestra gran galaxia no es más que una mota de polvo en comparación con las mayores estructuras del universo: los cúmulos de galaxias – grupos de cientos de miles de galaxias ligadas por la gravedad. En el corazón de la mayoría de cúmulos galácticos se encuentran galaxias viejas masivas, dentro de las cuales apenas naces unas pocas estrellas cada año.

Ahora, un equipo formado por personal de múltiples instituciones y liderado por investigadores del MIT, ha identificado un cúmulo de galaxias a 7000 millones de años luz de distancia que empequeñece a la mayor parte de cúmulos conocidos, creando el asombroso número de 740 nuevas estrellas por año en la galaxia central. El cúmulo galáctico está entre los más masivos y luminosos del universo. Aunque los científicos han catalogado formalmente el cúmulo por el nombre SPT-CLJ2344-4243, el grupo encabezado por el MIT le ha dado un apodo más informal: el cúmulo Fénix, que toma su nombre de la constelación en la que reside.

Impresión artística del cúmulo Fénix. Crédito: NASA/CXC/M. Weiss

Michael McDonald, Becario Hubble en el Instituto Kavli para Astrofísica e Investigación Espacial del MIT, dice que, aparte de su masa y brillo, el cúmulo Fénix tiene otra cualidad excepcional: mientras que los núcleos de la mayor parte de galaxias parecen rojos, lo que indica que sus estrellas son muy antiguas, la galaxia en el núcleo del cúmulo Fénix es de un azul brillante — un indicador de que el gas que la rodea se enfría rápidamente, generando las condiciones ideales para un nacimiento estelar masivo.

“Las galaxias centrales normalmente se conocen como ‘rojas y muertas’ – simplemente un puñado de viejas estrellas orbitando un agujero negro masivo, y no sucede nada nuevo”, dice McDonald. “Pero la galaxia central de este cúmulo ha logrado, de algún modo, volver a la vida, y está generando un prodigioso número de nuevas estrellas”.

McDonald y sus colegas publican sus hallazgos en el ejemplar de esta semana de Nature.

Buscando un núcleo frío

El nuevo cúmulo galáctico puede arrojar luz sobre un problema astrofísico que dura ya décadas, conocido como el “problema del flujo de enfriamiento”. El gas en el núcleo de un cúmulo, expulsado desde las galaxias cercanas y las explosiones de supernova, debería enfriarse con el tiempo de forma natural, formando un flujo lo bastante frío como para condensarse y formar nuevas estrellas. Sin embargo, los científicos no han podido identificar ningún cúmulo de galaxias que, de hecho, se enfríe a la velocidad predicha.

Una explicación, señala McDonald, puede ser que el enfriamiento natural del cúmulo se interrumpa de alguna manera. Cita como ejemplo al cúmulo de Perseo: el agujero negro en el centro de este cúmulo emite chorros de partículas que pueden recalentar el núcleo, evitando que se enfríe por completo.

“Lo interesante del cúmulo Fénix es que vemos casi todo el enfriamiento que se predijo”, comenta McDonald. “Podría ser que esté en una etapa anterior de la evolución, donde nada lo detenga, por tanto se enfría e inicia la creación de estrellas… de hecho, hay pocos objetos en el universo que formen estrellas más rápidamente que esta galaxia”.

Lograr una visión completa

El cúmulo Fénix se detectó por primera vez en 2010 por investigadores que usaban el South Pole Telescope, un telescopio de 10 metros de diámetro situado en la Antártida que estudia enormes zonas de cielo buscando nuevos cúmulos galácticos. McDonald y sus colegas usaron recientemente el Observatorio Espacial de Rayos X Chandra para estudiar los cúmulos más masivos identificados por el South Pole Telescope. El cúmulo Fénix apareció inmediatamente en los datos de rayos X como el cúmulo más brillante — un hallazgo que llevó a McDonald a realizar un seguimiento del cúmulo con más observaciones usando más telescopios.

El equipo finalmente consiguió imágenes del cúmulo Fénix de 10 telescopios distintos tanto espaciales como por todo el mundo. Cada telescopio observó el cúmulo en distintas longitudes de onda, iluminando distintas características del mismo.

“El agujero negro central es muy brillante en rayos X, pero la formación estelar lo es en el rango óptico y ultravioleta”, dice McDonald. “Por lo que tienes que trabajar en conjunto con todos estos telescopios distintos para lograr una visión completa”.

El equipo combinó datos de los 10 telescopios para determinar la masa y luminosidad del cúmulo de galaxias. Para calcular la masa, el grupo midió inicialmente la temperatura del cúmulo, que se estimó observando la longitud de onda máxima del cúmulo. McDonald explica que la longitud de onda máxima de un objeto revela información sobre su temperatura – por tanto, los investigadores identificaron el pico de longitud de onda del cúmulo Fénix en el espectro de rayos X y luego calcularon su temperatura.

A partir de la temperatura del cúmulo, el grupo calculó su masa: cuanto más caliente está una bola de gas, mayor es su masa global. Los investigadores hallaron que el cúmulo Fénix está fácilmente entre los cúmulos más masivos del universo.

Luego el grupo pasó a buscar señales de formación estelar; las nuevas estrellas son particularmente brillantes en el ultravioleta, y los investigadores encontraron que las imágenes ultravioletas tomadas del cúmulo revelaban cientos de estrellas jóvenes en el núcleo. La extrema luminosidad del cúmulo también indicaba que se enfriaba muy rápidamente, proporcionando muy probablemente el combustible para la formación estelar.

Brian McNamara, profesor de astrofísica en la Universidad de Waterloo, dice que el gran nacimiento estelar identificado por el grupo puede ilustrar cómo se pudieron haber formado las galaxias primigenias más masivas. Añade que el excepcional comportamiento del cúmulo Fénix puede ser el resultado de un problema en el mecanismo de su núcleo.

“Muestra enfriamiento y formación estelar durante una fase en la que el agujero negro supermasivo que merodeaba por el núcleo de la galaxia parece haber estado distraído”, comenta McNamara. “Pero una vez que el agujero negro se ponga en marcha y empiece a apartar la atmósfera caliente, talvez en unos 100 millones de años, debería detener el enfriamiento y reducir la tasa de formación estelar en un proceso de retroalimentación que está activo en la mayor parte de cúmulos de galaxias”.

McDonald espera acceder al Hubble Space Telescope para seguir estudiando este cúmulo galáctico masivo. “Verías estos fantásticos filamentos azules allí donde se forman las estrellas a partir de flujos de enfriamiento”, apunta McDonald. “Debería ser una visión bastante notable, en lugar de las imágenes tomadas desde tierra que muestran una mancha de luz azul”.

Sobre el aparentemente anómalo enfriamiento del cúmulo, McDonald supone que tal vez el fenómeno no es tan excepcional como parece.

“Podría ser un problema de sincronismo, donde el 1 por ciento del tiempo tienes esta vigorosa formación estelar y enfriamiento desbocado”, dice McDonald. “Podría ser que todos los cúmulos que vemos pase por esta fase, pero dura tan poco tiempo que es el único que hemos encontrado. Estuvimos en el lugar correcto en el momento adecuado”.

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Autor: Jennifer Chu
Fecha Original: 15 de agosto de 2012
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Hacia una memoria espintrónica unidimensional con un nanohilo de cobalto sobre un substrato de cobre

Fuemte: Francis (th)E mule

 

Almacenar información binaria en un solo átomo es uno de los objetivos de la espintrónica, el problema es cómo acceder a dicho átomo para leer y cambiar cada bit. Una cadena unidimensional de átomos, un nanohilo, podría ser una solución, pero hasta ahora ninguna propuesta es robusta a la presencia de impurezas e inestabilidades de carga lo que impide su uso práctico. Nader Zaki (Universidad de Columbia) y sus colegas han descubierto que en un nanohilo de átomos de cobalto sobre un substrato de cobre, a muy baja temperatura, los átomos de cobalto son acoplan en parejas, formando una cadena de dímeros robusta ante impurezas y capaz de sobrevivir a las inestabilidades de carga. Más aún, para sorpresa de los propios investigadores, la razón por la que se forman estos dímeros es la inestabilidad de carga o CDW (charge-density-wave) que induce una transición de fase en el nanohilo a un estado ferromagnético, lo que han demostrado comparando simulaciones por ordenador y datos experimentales obtenidos mediante un microscopio de efecto túnel de baja temperatura (LT-STM). La longitud del enlace que une dos átomos de cobalto en un dímero es de 2,0 ± 0,1 Å, un valor menor que la distancia entre cada dos átomos de cobre en el substrato, de 2,56 Å, y que la distancia entre dos átomos de cobalto en configuración triangular sobre el mismo substrato, de 2,50 Å. Los dímeros de cobalto son magnéticamente independientes entre sí, aunque no están electrónicamente aislados, por lo que los autores creen que sus nanohilos de cobalto “dimerizados” podrían permitir el desarrollo de memorias binarias unidimensionales en las que el espín de cada dímero almacenaría un bit y su estado se podría controlar aplicando corrientes eléctricas apropiadas; por supuesto, el desarrollo de estas memorias espintrónicas a baja temperatura requerirá avances futuros. El artículo técnico es Nader Zaki (Columbia University) et al., ”Spin-exchange-induced dimerization of an atomic 1-D system,” arXiv:1208.0612, Subm. 2 Aug 2012.

Esta imagen del microscopio de efecto túnel (LT-STM) muestra la interacción de una impureza (una molécula de CO) con la cadena dimerizada de cobalto. Se observa claramente la inactividad de la cadena y la gran robustez de estos nanohilos ante la presencia de la impurezas. La “dimerización” de la cadena ha sido observada a 5 K pero se mantiene hasta temperaturas tan altas como 81 ± 4 K; los autores creen que hay una temperatura crítica alrededor de 91 K a partir de la cual se destruye el efecto y se instabiliza el nanohilo, como muestran las imágenes de abajo obtenidas mediante una técnica de substracción del substrato. La física de esta transición de fase todavía no se entiende en detalle y será objeto de futuros estudios específicos.

Nota dominical: El principio de exclusión de Stoner, perdón, de Pauli

Fuente: Francis (th)E mule

Wolfgang (Ernst) Pauli recibió el Premio Nobel de Física de forma tardía en 1945 por su propuesta en 1925 del Principio de Exclusión que lleva su nombre (dos electrones no pueden tener los mismos números cuánticos en un átomo). En su discurso Nobel olvidó mencionar a Edmund (Clifton) Stoner, aunque su artículo original de 1925 [1] es una revisión (mejorada) de las ideas que Stoner publicó en 1924 [2]; basta decir que el nombre de “Stoner” aparece 14 veces en el texto del artículo, incluido el abstract. Entre 1921 y 1924, Stoner fue doctorando de Ernest Rutherford en el Laboratorio Cavendish, Cambridge, donde muchos pensaban que era un genio. El propio Stoner cuenta que: “Una noche de mayo de 1924 se me ocurrió un esquema de números cuánticos que permitía explicar los niveles atómicos. Rutherford estaba de viaje, por lo que le dejé una nota. Discutí la idea con William (Alfred) Fowler quien me dijo que escribiera un artículo y lo enviara a la revista Philosophical Magazine. Lo envié en julio y apareció en el número de octubre” [3]. A veces tienes algo en la punta de la lengua, sabes que lo sabes, pero no eres capaz de decirlo con las palabras adecuadas. Eso mismo le pasó a Stoner con el principio de exclusión.
Edmund C. Stoner es uno de esos genios que nació con el pie izquierdo y hoy en día casi nadie recuerda su nombre (salvo los especialistas en magnetismo). Además del principio de exclusión, también descubrió que hay una masa máxima para las  estrellas enanas blancas [4], resultado que todo el mundo asocia a Subrahmanyan Chandrasekhar, quien lo descubrió dos años después [5], recibiendo por ello el Premio Nobel de Física en 1983, junto a Fowler; ninguno de los dos mencionó a Stoner en sus charlas Nobel.
¿Por qué Stoner ha sido olvidado por la historia? Quizás por sus problemas de salud, su diabetes le llevó muchas veces al hospital y no pudo viajar haciendo marketing de sus ideas tanto como hicieron otros.
Hay un factor muy importante que no debe olvidar ningún científico. En ciencia, si has sido el primero, debes de proclamarlo a cuatro voces. Si por lo que sea no lo haces es muy posible que tu resultado se convierta en un déjà vu fácil de olvidar.

[1]  Wolfgang E. Pauli, “Über den Zusammenhang des Abschlusses der Elektronengruppen im Atom mit der Komplexstruktur der Spektren,” Zeitschrift für Physik A 31: 765-783, 1925.
[2] Edmund C. Stoner, “The distribution of electrons among atomic levels,” Philosophical Magazine 48: 719-736, Oct. 1924.
[3] J. L. Heilbron, “The Origins of the Exclusion Principle,” Historical Studies in the Physical Sciences 13: 261-310, 1983.
[4] Edmund C. Stoner, “The limiting density in white dwarf stars,” Philosophical Magazine 7: 63-70, Apr. 1929; “The equilibrium of dense stars,” Philosophical Magazine 9: 944-963, Apr. 1930.
[5] Subramanian Chandrasekhar, “The density of white dwarf stars,” Philosophical Magazine 11: 592-596, 1931.
[6] E.G. Thomas, “Edmund Stoner and white dwarf stars,” Philosophical Magazine 91: 3416-3422, 2011.

Un medio transparente a un solo fotón y opaco a un haz con muchos fotones

Fuente: Francis (th)E Mule

Los medios ópticos no lineales permiten lograr una interacción fuerte entre fotones que puede amplificar fenómenos muy débiles con aplicaciones prácticas (potenciales) muy interesantes. Peyronel et al. publican en Nature un nuevo material en el que los fotones individuales se propagan libremente, pero interaccionan tan fuertemente entre sí que si dos fotones se encuentran presentes en dicho medio uno de ellos es absorbido rápidamente. Como resultado, este medio óptico no lineal permite desarrollar dispositivos tan interesantes como conmutadores ópticos para un solo fotón, o puertas lógicas cuánticas basadas en fotones individuales. Nos lo cuenta Thad G. Walker, “Quantum optics: Strongly interacting photons,” Nature, Published online 25 July 2012, que se hace eco del artículo técnico de Thibault Peyronel et al., “Quantum nonlinear optics with single photons enabled by strongly interacting atoms,” Nature, Published online 25 July 2012. La formulación matemática de un modelo del nuevo medio no lineal aparece en la información suplementaria del artículo.
La teoría cuántica del campo electromagnético (desarrollada en 1926 por Max Born, Pascual Jordan y Werner Heisenberg) describe dicho campo como compuesto de partículas llamadas fotones (excitaciones cuánticas del campo electromagnético con una energía “cuantizada” igual a hν, donde h es la constante de Planck y ν es la frecuencia de la luz). Los fotones interaccionan entre sí muy débilmente, aunque lo hacen fuertemente con las partículas cargadas (como electrones y núcleos atómicos). La mayoría de los materiales presentan una respuesta óptica lineal (un haz de muchos fotones se dispersa como si cada uno de ellos se moviera sin que existieran los demás). Sin embargo, hay materiales que presentan una respuesta óptica no lineal, en los que un haz de luz muy intenso conlleva una interacción fuerte entre los propios fotones del haz. Peyronel et al . han dirigido un haz de fotones en gas atómico en un estado de superposición que permite que los fotones individuales se transformen en polaritones de Rydberg (un tipo de excitación colectiva que agrupa el estado de múltiples átomos y un solo fotón). Estos polaritones tienen la propiedad de que son opacos a otros fotones y los abserben muy fuertemente. A la salida del gas atómico, los polaritones se transforman de nuevo en un único fotón, con lo que éste actúa como un transformador de haces de fotones en fotones individuales.
Los átomos del gas tienen tres niveles de energía: el estado fundamental |g> (con un nivel de energía E_g), un estado excitado |r> (con energía E_r) y un estado intermedio |e> (con energía E_e). Los fotones de frecuencia ν₁ que se dirigen al gas atómico y que obedecen la ecuación de Bohr, h ν₁ = E_e - E_g, son absorbidos salvo cuando incide la luz de un láser con frecuencia ν₂ que cumple la condición h (ν₁+ν₂) = E_r - E_g. Este fenómeno se llama transparencia inducida electromagnéticamente (IET) y excita de forma colectiva a los átomos del gas y al fotón en un estado llamado polaritón. Los fotones que obedcen la condición de IET se transmiten como polaritones con alta probabilidad, mientras que aquellos que la violan son absorbidos. Como resultado se ha fabricado un conmutador (o interruptor) controlado de forma completamente óptica. El diseño del gas óptico utilizado por Peyronel y sus colegas permite asegurar que un solo polaritón de Rydberg se encuentra en el medio al mismo tiempo (con una probabilidad superior al 91% de los casos). En aplicaciones prácticas interesa que esta probabilidad sea lo más cercana posible al 100%, por lo que en un futuro habrá que mejorar su diseño. Aún así, el futuro es muy prometedor para este tipo de sistemas.

¿Por qué la Tierra es tan seca?

Fuente: Ciencia Kanija 

Artículo publicado el 17 de julio de 2012 en HubbleSite

Con largas extensiones de océanos, ríos que serpentean a lo largo de cientos de kilómetros y descomunales glaciares cerca de los polos norte y sur, la Tierra no parece tener escasez de agua. Y aun así menos de un uno por ciento de la masa de nuestro planeta se encuentra en el agua, e incluso esta puede haber sido transportada por cometas y asteroides tras la formación inicial de la Tierra.

Los astrónomos están desconcertados por esta carencia de agua en la Tierra. El modelo estándar que explica cómo se formó el Sistema Solar a partir de un disco protoplanetario, un disco giratorio de gas y polvo que rodeaba nuestro Sol hace miles de millones de años, sugiere que nuestro planeta debería ser un mundo acuoso. La Tierra debería haberse formado a partir de material helado en una zona alrededor del Sol donde las temperaturas fuesen lo bastante frías para que el hielo se condensase a partir del disco. Por tanto, la Tierra debería haberse formado a partir de material rico en agua. Entonces, ¿por qué nuestro planeta es comparativamente tan seco?

Agua © by Flavia Mariani

Un nuevo análisis del modelo común de disco de acreción, que explica cómo se formaron los planetas en un disco de escombros alrededor del Sol, descubrió una posible razón para la comparativa sequedad de la Tierra. Liderado por Rebecca Martin y Mario Livio del Instituto Científico del Telescopio Espacial en Baltimore, Maryland, el estudio encontró que nuestro planeta se formó a partir de escombros rocosos en una región más caliente y seca, dentro de lo que se conoce como “línea de nieve”. La línea de nieve en nuestro Sistema Solar actualmente se encuentra en el centro del cinturón de asteroides, una reserva de material entre Marte y Júpiter; más allá de este punto, la luz del Sol es demasiado débil para fundir los helados escombros dejados por el disco protoplanetario. Los anteriores modelos de discos de acreción sugerían que la línea de nieve se encontraba mucho más cerca del Sol hace 4500 millones de años, cuando se formó la Tierra.

“Al contrario que en el modelo estándar de disco de acreción, la línea de nieve en nuestro análisis nunca migra dentro de la órbita de la Tierra”, dice Livio. “En lugar de esto, permanece más lejos de la órbita de la Tierra, lo que explica por qué nuestra Tierra es un planeta seco. De hecho, nuestro modelo predice que los otros planetas interiores, Mercurio, Venus, y Marte, también son relativamente secos”.

Los resultados se han aceptado para su publicación en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

En el modelo convencional, el disco protoplanetario alrededor del Sol está completamente ionizado (un proceso en el cual los electrones son arrancados de los átomos) y canaliza materia sobre nuestra estrella, que calienta el disco. La línea de nieve inicialmente está lejos de la estrella, tal vez al menos a 1600 millones de kilómetros. Con el tiempo el disco agota su material, se enfría y arrastra hacia el interior a la línea de nieve, más allá de la órbita de la Tierra, antes de que pase suficiente tiempo para que se forma nuestro planeta.

“Si la línea de nieve estaba dentro de la órbita de la Tierra cuando se formó nuestro planeta, entonces debería haber sido un cuerpo helado”, explica Martin. “Planetas como Urano y Neptuno se formaron más allá de la línea de nieve y están compuestos por decenas de puntos porcentuales de agua. Pero la Tierra no tiene mucha agua, y eso siempre ha sido un misterio”.

El estudio de Martin y Livio encontró un problema con el actual modelo de disco de acreción para la evolución de la línea de nieve. “Dijimos, espera un momento, los discos alrededor de las estrellas jóvenes no están completamente ionizados”, señala Livio. “No son discos estándar debido a que no hay suficiente calor y radiación para ionizar el disco”.

“Los objetos muy calientes, como enanas blancas y fuentes de rayos-X, liberan la suficiente energía para ionizar sus discos de acreción”, añade Martin. “Pero las estrellas jóvenes no tienen suficiente radiación o material incidente para proporcionar el suficiente impulso energético para ionizar los discos”.

Por tanto, si los discos no están ionizados, no hay mecanismos que puedan permitir el flujo el materia a través de la región y que caiga en la estrella. En su lugar, el gas y el polvo orbitan a la estrella sin moverse hacia dentro, creando lo que se conoce como “zona muerta” en el disco. La zona muerte se extiende normalmente desde aproximadamente 0,1 unidades astronómicas a unas pocas unidades astronómicas más allá de la estrella. (Una unidad astronómica es la distancia entre la Tierra y el Sol, unos 150 millones de kilómetros). Esta zona actúa como un tapón, evitando que la materia emigre hacia la estrella. El material, no obstante, se apila en la zona muerte e incrementa su densidad, de la misma forma que la gente se agolpa alrededor de la entrada de un concierto esperando la apertura de las puertas.

La densa materia empieza a calentarse debido a la compresión gravitatoria. Este proceso, a su vez, calienta el área fuera del tapón, evaporando el material helado y convirtiéndolo en material seco. La Tierra se formó en esta región más caliente, la cual se extiende unas pocas unidades astronómicas alrededor del Sol, a partir de material seco. La versión modificada de Martin y Livio del modelo estándar explica por qué la Tierra no terminó con una abundancia de agua.

Martin advierte que el modelo revisado no es un borrador de cómo se comportan todos los discos alrededor de estrellas jóvenes. “Las condiciones dentro del disco variarán de una estrella a otra”, dice Livio, “y el azar, sobre todo, determinó los resultados precisos para nuestra Tierra”.

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Fecha Original: 17 de julio de 2012
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