He participado en el episodio 426 del podcast Coffee Break: Señal y Ruido [iVoox A, iVoox B; iTunes A y iTunes B], titulado “Ep426: Rusia, India, Luna; Eventos de Partículas; MOND; Hipervelocidad», 24 ago 2023. «La tertulia semanal en la que repasamos las últimas noticias de la actualidad científica. En el episodio de hoy: Cara A: India y Rusia: Éxitos y fracasos en la Luna (min 5:00); Eventos de partículas en Tierra, Luna y Marte (25:00). Cara B: Polémica MOND (min 1:00); Estrellas a hipervelocidad y visitantes intergalácticos (59:30); Señales de los oyentes (1:27:00). «Todos los comentarios vertidos durante la tertulia representan únicamente la opinión de quien los hace… y a veces ni eso».

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Descargar el episodio 426 A.

Descargar el episodio 426 B.

Como muestra el vídeo participamos por videoconferencia Héctor Socas Navarro @HSocasNavarro (@pCoffeeBreak), Marian Martínez @79ronja, y Francis Villatoro @eMuleNews.

Héctor comenta las dos noticias astronáuticas de la semana, una buena y otra mala. La mala noticia es que la sonda rusa Luna 25 se estrelló contra la Luna el 19 de agosto de 2023 durante una maniobra para corregir su órbita antes del alunizaje que tendría lugar el 21 de agosto (Daniel Marín, «La sonda rusa Luna 25 se estrella contra la Luna y pone en cuestión el programa lunar de Roscosmos», Eureka, 21 ago 2023). El motor de frenado funcionó 127 segundos en vez de los 84 segundos previstos, precipitando la sonda contra la superficie. El objetivo de la maniobra era reducir el perilunio de 100 km a 18 km de altitud y quedarse así en una órbita de unos 100 × 18 km para facilitar la maniobra de descenso y alunizaje. Comentamos lo poco que se sabe sobre fracaso.

La buena noticia es que la sonda india Chandrayaan 3 ha alunizado con éxito el 23 de agosto de 2023 a las 12:32 UTC (Daniel Marín, «La sonda india Chandrayaan 3 logra alunizar en las regiones polares de la Luna», Eureka, 24 ago 2023). La fotografía de arriba es la primera enviada tras el alunizaje. Tras el fracaso de su predecesora, el aterrizador Vikram de Chandrayaan 2 en 2019, «India se convierte en el segundo país que se posa suavemente en la superficie lunar en este siglo tras China y en el cuarto en la historia tras la Unión Soviética, Estados Unidos y China». Se ha desplegado el rover Pragyan («sabiduría» en sánscrito), como se muestra en el vídeo. «El Módulo de Propulsión (PM) permanecerá en órbita lunar durante meses (o años); incorpora el instrumento SHAPE (Spectro-polarimetry of HAbitable Planet Earth), que debe estudiar la Tierra como si fuera un exoplaneta para detectar biomarcadores en el infrarrojo cercano (de 1 a 1.7 micras). Chandrayaan 3 tiene por delante un intenso programa científico que debe durar unas dos semanas, o sea, la duración de un día lunar; pues carece de un RTG que le permita sobrellevar las gélidas temperaturas de la noche lunar».

Marian nos comenta un artículo que compara las dosis de radiación ionizante a las que están expuestas las superficies de la Tierra, la Luna y Marte debido a las erupciones solares. Para ello se usa el evento de tipo X1.0 del 28 de octubre de 2021, el primero observado mediante detectores de partículas y radiación en la superficie de tres cuerpos planetarios: la Tierra, la Luna (rover chino Chang’E4 y el telescopio CRaTER de la NASA) y Marte (rover Curiosity de la NASA). El objetivo es comprender los posibles riesgos debidos a la radiación inducida por erupciones solares extremas para la exploración humana de la Luna y Marte. La dosis se radiación se han medido con la energía depositada por las partículas en un material de cierta masa durante una unidad de tiempo; se ha medido en microgray por día (μGu/d), donde 1 Gy/d = 11.574 J/kg/s (julio por kilogramo por segundo).

Destaca Héctor que este evento GLE que ha alcanzado la superficie terrestre (GLE por Ground Level Enhancement) es el número 73 de los registrados que lo han logrado (desde 1942). La partículas del viento solar van entre 500 y 1000 km/s, cuya energía cinética es de 10 keV, cuando los eventos GLE alcanzan energías de 100 GeV (diez millones de veces más energéticos) que superan el 99 % de la velocidad de la luz. Cuenta Marian que no se sabe qué mecanismo acelera estas partículas hasta energías tan altas, pero que sabe que ocurre tras el escape de estas partículas desde la superficie del Sol. Como muestra la figura, Marte y la Tierra estaban en posiciones opuestas respecto al Sol; las partículas del viento solar siguen la llamada espiral (del campo magnético) de Parker hasta alcanzar ambos planetas. Esta espiral es debida a cómo se enrosca el campo magnético del Sol (cuyo origen es la dinamo solar) al alejarse de la superficie solar.

La conclusión del artículo es que hay un alto riesgo de irradiación para los futuros astronautas que viajen a la Luna o a Marte debido a las erupciones solares extremas. Pueden sufrir el síndrome de radiación aguda si superan ~700 mGy en un corto período de tiempo. Ninguno de los eventos estudiados en Marte ha superado este umbra. Pero en la Luna hay 12 eventos de un total de 67 durante los últimos 66 años que han superado este umbral (en promedio, un evento cada 5.5 años). Los astronautas en la Luna deberían disponer de un blindaje adecuado (algún tipo de escudo en su traje espacial y en su hábitat). El artículo es Jingnan Guo, Xiaolei Li, …, Bin Zhuang, «The First Ground Level Enhancement Seen on Three Planetary Surfaces: Earth, Moon, and Mars,» Geophysical Research Letters (02 Aug 2023), doi: https://doi.org/10.1029/2023GL103069.

Me toca comentar la reciente reivindicación de la idea MOND (dinámica milgromiana) en estrellas binarias muy separadas (wide binaries). Como nos cuenta Marcel Pawlowski @8minutesold: el tema se ha puesto de moda tras la conferencia MOND at 40 (que celebra los 40 años del trabajo pionero de Mordehai Milgrom; «40 years of MOND. Celebrating 40 years of Milgromian dynamics and charting the road ahead: opportunities and challenges in galaxies and cosmology,» St Andrews, 5-9 June 2023). En un sistema binario muy separado, la aceleración mutua de estas estrellas es muy pequeña, por debajo de la aceleración mínima posible (a₀ ≈ 1.2×10⁻¹⁰ m/s²) según la idea MOND (Dinámica Newtoniana Modificada). Además, en esta escala estelar la materia oscura es irrelevante. Gracias a ello se propuso hace una década usar estas binarias para comparar la teoría de Newton con la idea mondiana. En la conferencia MOND at 40 hubo cuatro charlas sobre este tema con resultados contradictorios: dos charlas a favor de MOND (Xavier Hernández, «Internal kinematics of GAIA DR3 wide binaries» y Hongsheng Zhao (del grupo de Kyu-Hyun Chae), «What kind of MOND could pass the Wide Binary Test?») y dos charlas en contra (Indranil Banik, «Strong constraints on MOND from Gaia DR3 wide binaries» y Charalambos Pittordis, «Wide Binaries from GAIA EDR3: preference for GR over MOND?»).

Las cuatro charlas mondianas (acompañadas de sendos artículos entre 2022 y 2023) analizan las binarias observadas por Gaia DR3. Los resultados que apoyan MOND alcanzan más de 5 sigmas de significación (incluso en una charla se llega a 10 sigmas); sin embargo, los resultados en contra que descartan la idea MOND en estas binarias alcanzan hasta 16 sigmas (en la charla de Banik). ¿Cómo se posible una diferencia tan grande entre ambas posibilidades? Lo que está claro es que entre los propios mondianos hay un debate abierto sobre si las binarias muy separadas de Gaia DR3 permiten o no discernir los efectos debidos a la diferencia entre MOND y Newton. La confrontación entre ambos grupos de mondianos fue cordial, como nos cuenta Stacy McGaugh, «The MOND at 40 conference,» Triton Station, 24 Jun 2023 (sobre los problemas de observar una señal mondiana con binarias muy separadas recomiendo «Wide Binary Weirdness ,» TS, 18 May 2023, y «Commentary on Wide Binaries,» TS, 19 May 2023).

La idea es verificar la idea MOND usando un sistema en el que la materia oscura sea irrelevante, como un sistema binario de estrellas muy alejadas entre sí. Para seleccionar estos sistemas binarios se usan los datos de la misión Gaia DR3, que combina el método de la paralaje con las medidas de velocidad radial (en la línea de visión); combinando ambos se pueden identificar estrellas binarias lejanas. Para los sistemas binarios cercanos, el movimiento estará descrito por la gravitación newtoniana (que en el Sistema Solar hemos verificado con precisión hasta 40 UA gracias a Plutón). Según la ley de Kepler, la velocidad relativa será v² ∼ 1/r, para una distancia r; según la idea MOND, a gran distancia, v² ∼ C > 1/r, con C una constante (la «curva de rotación» será plana, como en una galaxia). Para el Sol, «gran distancia» significa ≈ 7000 UA ≈ 0.034 parsecs (pc), una décima parte de un año luz (como la estrella más cercana está a 1.3 pc = 4.25 años luz). Se esperan que existan miles de sistemas binarios a menos de 200 pc del Sol, la vecindad solar que explora con precisión Gaia. En estos sistemas binarios la materia oscura no tienen ningún impacto (su densidad es demasiado baja).

El gran problema de los datos de Gaia DR3 es que no permiten reconstruir la órbita de cada binaria, solo se tiene información parcial de dicha órbita proyectada en el cielo. Lo primero, hay incertidumbre a la hora de asignar dos estrellas a una misma binaria muy separada, porque sus órbitas tienen periodos de más de 5800 años y las observaciones de Gaia solo cubren unos 3 años. Lo segundo, no sabemos si el sistema binario es verdadero o se trata de un sistema múltiple (cada una de las estrellas potenciales podría ser múltiple); por ejemplo, Chae asume que la mitad de los sistemas binarios son en realidad múltiples, con el 40 % entre ellos con la estrella más brillante doble, el 30 % con la menos brillante doble y en el restante 30 % con ambas con compañía. Lo tercero, desconocemos la masa de las estrellas (que se estima con la curva que relaciona magnitud aparente observada y la masa), parámetro importante porque el efecto de MOND se observará para sistemas binarios con una masa total inferior a una masa solar (para masas mayores se predice que domina Newton). Finalmente, desconocemos la excentricidad de la órbita y los demás parámetros orbitales. Para resolver esta falta de información se recurre a un método de Montecarlo, que asocia un conjunto de (cientos de) posibles órbitas compatibles con los datos de Gaia DR3.

El método de Montecarlo devuelve una enorme nube de puntos en forma de elipse colocada en el plano aceleración gravitacional relativa aparente (g) versus aceleración gravitacional newtoniana (g_N); en dicho plano la diagonal es la predicción newotoniana y la nube de puntos tiene forma de elipse inclinada de forma diagonal. Cuando la elipse está bien centrada en la diagonal se concluye que la observación es compatible con Newton (para las binarias muy separadas que están a menos de 80 pc del Sol, la figura de Chae obtiene una resultado compatible con Newton). Sin embargo, cuando la nube de datos se desplazada hacia abajo, separándose de la línea diagonal, se concluye que es debido a un efecto mondiano (para binarias a menos de 200 pc del Sol la figura de Chae muestra una anomalía mondiana).

Como es obvio, desviarse de la predicción newtoniana no significa ajustarse a la predicción mondiana. El gran problema es que dicha predicción depende de los detalles de la teoría MOND que se use (hay muchas compatibles con la idea MOND). La gran dificultad en la predicción mondiana es el llamado efecto de campo externo (EFE), el efecto mondiano de toda la galaxia sobre la binaria. Este efecto incumple el principio de equivalencia fuerte, aunque cumple el débil. Esto afecta a los sistemas binarios cercanos al Sol, porque en nuestro vecindario galáctico hay una aceleración promedio debida a la galaxia mayor que la aceleración mondiana a₀ (la aceleración del Sol hacia el centro galáctico es de 1.8 a₀). A pesar de ello, los cálculos muestran que habría una diferencia entre la predicción newtoniana y la mondiana para estos sistemas binarios muy separados si se tiene en cuenta el efecto EFE. Pero no es fácil de calcular y depende de la teoría mondiana que se seleccione.

La diferencia entre los cuatro grupos de mondianos (Banik, Chae, Hernández y Pittordis) es metodológica. Se han detectado más de un millón de binarias muy separadas en los datos de Gaia DR3 del vecindario del Sol (donde los errores de paralaje y velocidad radial son más pequeños). Pero para un análisis que desvele la diferencia entre Newton y MOND hay que seleccionar un subconjunto adecuado de binarias. No es fácil. Hernández (2021 y 2023) es muy riguroso, muy estricto y selecciona un conjunto muy pequeño de binarias fetén (unas mil); además, verifica su método mostrando que las binarias más cercanas se rigen por Newton, pero las más lejanas confirman la idea MOND, aunque en ausencia del efecto EFE. Chae (2023) es menos estricto en la selección de binarias y prefiere disponer de una estadística mucho más amplia; su resultado confirma MOND a  más de 5 sigmas, incluyendo el efecto EFE; más aún, se atreve a sugerir que alcanza unas 10 sigmas y que puede usarse para sesgar las teorías MOND, sus datos se decantan por la teoría AQUAL de Bekenstein y Milgrom (1984). Sin embargo, Banik (no publicado) asume que la selección puede introducir un sesgo; para evitarlo, intenta usar el máximo número posible de binarias, con la idea de que la estadística compense posibles anomalías en las binarias, pero su resultado va en contra de MOND y a favor de Newton con hasta 16 sigmas (dato de su charla). Pittordis (2023) se encuentra en una situación intermedia, analizando unos 73000 sistemas binarios bien separados que están a menos de 300 pc del Sol; sus datos confirman a Newton, sin aparecer la esperada señal de MOND.

Lo dicho, los resultados de los cuatro grupos no tienen ni ton ni son. El debate dentro de la comunidad mondiana está servido. Lo único positivo es que parece que se llevan bien entre ellos y que hay un deseo de consensuar una metodología que, aplicada de forma independiente, conduzca a reivindicar la idea MOND con binarias muy separadas. El camino no parece fácil, así que habrá que estar al tanto de sus futuros progresos. Los artículos citados son Kyu-Hyun Chae, «Breakdown of the Newton-Einstein Standard Gravity at Low Acceleration in Internal Dynamics of Wide Binary Stars,» The Astrophysical Journal (ApJ) 952: 128 (24 Jul 2023), doi: https://doi.org/10.3847/1538-4357/ace101, arXiv:2305.04613 [astro-ph.GA] (08 May 2023); Xavier Hernández, «Internal kinematics of Gaia DR3 wide binaries: anomalous behaviour in the low acceleration regime ,» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) 525: 1401-1415 (03 Aug 2023), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stad2306, arXiv:2304.07322 [astro-ph.GA] (14 Apr 2023), que continúa su trabajo previo X. Hernández, S. Cookson, R. A. M. Cortés, «Internal kinematics of Gaia eDR3 wide binaries,» MNRAS 509: 2304–2317 (27 Oct 2021), doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stab3038, arXiv:2107.14797 [astro-ph.GA] (30 Jul 2021); Charalambos Pittordis, Will Sutherland, «Wide Binaries from GAIA EDR3: preference for GR over MOND?» The Open Journal of Astrophysics 6 (02 Feb 2023), doi: https://doi.org/10.21105/astro.2205.02846, arXiv:2205.02846 [astro-ph.GA] (05 May 2022); los resultados de Indranil Banik se presentan en esta charla de youtube, y se espera un próximo artículo en arXiv.

[PS 01 sep 2023] Como es de esperar algunos mondianos prefieren ver el vaso medio lleno, que medio vacío. Entre ellos Stacy McGaugh, «Wide Binary Results Favoring MOND,» Triton Station, 28 Aug 2023, quien considera que la publicación en revistas con revisión por pares de los artículos de Chae y Hernández los reivindica como verdad científica. [/PS]

Héctor lleva tiempo queriendo hablar de estrellas hiperveloces (HVS) y aprovecha un artículo teórico reciente que propone que hay estrellas hiperveloces de Andrómeda que están atravesando nuestra Galaxia. La primera HVS fue descubierta en 2005 por Brown y sus colegas por pura serendipia: una estrella de tipo B a una distancia heliocéntrica de ∼71 kpc (luego en el halo galáctico) y una velocidad total de 709 km/s (muy por encima de la velocidad de escape galáctica para esa distancia). La más rápida hasta ahora es HVS S5-HVS1, descubierta en 2020, una estrella de tipo A con una velocidad de 1755 km/s que escapa desde el centro galáctico (luego debe haber sido expulsada por Sgr A*). Héctor nos comenta un artículo que presenta un nuevo método para detectar HSV en los datos de Gaia DR3. Con dicho método se logra identificar dos candidatos nuevos a estrellas hiperveloces: Gaia DR3 4094201527955913856 (Teff = 8399 K, subgigante de tipo A) y Gaia DR3 6016819861087891456 (Teff = 6109 K, gigante de tipo F). La importancia de las estrellas hipervoloces es que podrían permitir mapear la distribución de la materia oscura de nuestra galaxia que, aunque parezca sorprendente, aún desconocemos.

Se estima que ambas estrellas hiperveloces pasaron a menos de 1 kpc del centro galáctico, lo que sugiere que fueron eyectadas desde allí. Por la orientación de las órbitas de ambas estrellas hiperveloces se cree que su origen podría ser el agujero negro supermasivo Sagitario A*. Hills (1988) predijo su existencia con velocidades de 1000 km/s resultado de la interacción entre una binaria estelar y Sgr A*. También se han propuesto otras hipótesis para su origen como una supernovas en una binaria estelar o la dispersión gravitacional en un sistema estelar denso.

El artículo teórico presenta una serie de cuentas de servilleta para estimar cuántas estrellas hiperveloces de Andrómeda pueden haber alcanzado la Vía Lácta. Héctor confiesa que le hubiera gustado tener esta idea, pues podría haber hecho las cuentas fácilmente. Como es obvio, en el cálculo hay mucha incertidumbre (desde la masa de Andrómeda a la distribución estadística de las estrellas HSV); tomando los valores de la Vïa Láctea, el número de potenciales estrellas hiperveloces andromedanas se estima entre 12 y 3910 (dice que Héctor que él hubiera estimado entre 10 y 10000). Los artículos son Jiwei Liao, Cuihua Du, …, Jianrong Shi, «Hypervelocity Stars Track Back to the Galactic Center in Gaia DR3,» The Astrophysical Journal Letters (ApJL) 944: L39 (17 Feb 2023), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/acb7d9; y Lukas Gülzow, Malcolm Fairbairn, Dominik J. Schwarz, «On Stellar Migration from the Andromeda Galaxy,» MNRAS (2023), arXiv:2306.08143 [astro-ph.GA] (13 Jun 2023), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2306.08143.

Y pasamos a Señales de los Oyentes. Cristina Hernández García pregunta: «¿Campos «clásicos» para no aceptar partículas de materia oscura? En cuerdas el dilatón ¿no es el logaritmo neperiano de la capacidad de acción, etc.?» Respondo que la gravitación de Einstein tiene como acción (Λ + κ R) una expresión lineal del escalar de curvatura (R); luego es la acción más sencilla posible. Cualquier generalización implica añadir términos adicionales en potencias de R, o en potencias de las contracciones de los tensores de Ricci o de Riemann. Lo más curioso es que añadir un término cuadrático (α R²) equivale a añadir un campo escalar a la teoría (que Starobinsky interpretó como un campo inflatón). Así, es natural añadir campos clásicos a la teoría de Einstein. En el caos de la idea MOND, la versión relativista TeVeS de Bekenstein añade un campo vectorial (Ve) y un campo escalar (S) al campo tensorial einsteiniano (Te). En teoría de cuerdas se añade al gravitón (teoría de Einstein) un gravifotón (campo vectorial de Kalb–Ramond) y un dilatón (campo escalar); además, en supercuerdas se añaden campos fermiónicos asociados, como los gravitinos. Por tanto, la materia oscura podrían ser campos clásicos (añadidos a la teoría de Einstein) o campos cuánticos (como predice la física de partículas).

Cristina Hernández García pregunta: «Algo pesimista. En caso de una destrucción por guerra nuclear total en un exoplaneta se podría detectar desde aquí y qué tipo de señales daría» Contesta Héctor responde que hay gente que se ha planteado esta cuestión. En principio, sí se puede detectar; habrá huellas en la atmósfera de una guerra nuclear total, isótopos inestables de vida media de años, siglos o milenios, que no se esperan en la composición natural de una atmósfera planetaria, porque habrían decaído en pocos millones de años. La huella sería un cambio en la composición isotópica de la atmósfera, por ejemplo, para el carbono, el cociente entre sus isótopos C-12, C-13 y C-14. Las líneas espectrales de estos isótopos son idénticas, pero su intensidad depende del isótopo. El problema es que el efecto es muy pequeño y con la tecnología humana actual no es posible detectarlos (se requiere una precisión extrema, que quizás esté disponible en un futuro lejano).

Pedro Suarez pregunta: «¿De qué depende el límite entre soluciones físicas y no físicas de las ecuaciones de Einstein?» Contesto que no lo sabemos, lo único que disponemos son de algunas conjeturas de censor cósmico. En física fluidos, la ecuación de Navier–Stokes (NS) tiene soluciones que no son físicas (por ejemplo, para describir ondas de choque); pero estas ecuaciones son para el momento lineal (el equivalente a F = m a de Newton). En física de fluidos hay que añadir una ecuación constitutiva del fluido que ofrece la descripción termodinámica de sus propiedades; así se añaden ecuaciones adicionales para magnitudes como la entropía. Gracias a la entropía se podría decidir qué soluciones NS son físicas y cuáles no lo son. No disponemos del análogo a estas ecuaciones para la relatividad de Einstein. Así que no sabemos cómo distinguir entre soluciones físicas y no físicas. Lo único que sabemos es que la invariancia bajo difeomorfismos se interprete como que lo físico es independiente del sistema de coordenadas, es decir, lo común a todos los sistemas de coordenadas posibles. Pero no sabemos llevar esta idea a una herramienta práctica. Pongo un ejemplo, para la solución de Kerr para un agujero negro en rotación no sabemos cuál es la física en el interior del segundo horizonte de sucesos, donde se encuentra la singularidad anular. Todo lo que leas sobre dicha física es especulativo.

Sergio C R pregunta: «​Cordial Saludo. Los seguidores de teorías MOND dieron alguna explicación de una cierta anomalía en la aceleración de ciertas sondas como Pioneros 10 y 11?» Héctor contesta que se propuso dicha anomalía, pero que ya se resolvió (y no tenía nada que ver con MOND). Era resultado de la emisión infrarroja desde el RTG de la sonda que incidía en su antena y producía una pequeña presión de radiación, que acumulada durante décadas daba lugar a una anomalía medible. Resume, Héctor, la solución fue que las Pionner no son (vacas) esféricas. Yo comento que aún no se ha resuelto del todo; la explicación era más cualitativa que cuantitativa; se había prometido un artículo cuantitativo detallado, que nunca llegó a publicarse (hasta donde me consta).

Daniel Gallardo Alba pregunta: «¿Cómo afectaría a la astronomía los planes para combatir el calentamiento global lanzando espejos al espacio?» Héctor dice que de ninguna manera, pues es una idea imposible de llevar a cabo. Habría que lanzar en espejos el equivalente a la superficie de la sección eficaz del planeta; nos dice que serían cientos de billones de naves espaciales colocando espejos en un punto de Lagrange. Utopía industrial. Imposible. La única opción de ingeniería climática podría ser aprovechar la química atmosférica, dispersar aerosoles o algo similar, pero esto es muy peligroso por que aún ignoramos tantas cosas sobre la química atmosférica que podría ser más pernicioso que beneficioso.

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