Las observaciones combinadas de la NIRCam (cámara de infrarrojo cercano) de la NASA y la WFC3 (cámara de campo amplio 3) del Hubble muestran la galaxia espiral NGC 5584, que se encuentra a 72 millones de años luz de la Tierra. Entre las estrellas brillantes de NGC 5584 se encuentran estrellas pulsantes llamadas Cefeidas variables y supernovas de Tipo Ia, una clase especial de estrellas en explosión. Los astrónomos utilizan variables cefeidas y supernovas de tipo Ia como marcadores de distancia fiables para medir la tasa de expansión del universo. Crédito: NASA, ESA, CSA y A. Riess (STScI)
La “tensión de Hubble” se refiere a la diferencia entre la tasa de expansión observada y esperada del universo. EL Telescopio espacial James Webb refina las mediciones realizadas previamente por el El telescopio espacial Hubble. A pesar de los avances, persisten dudas sobre la rápida expansión del universo y los posibles fenómenos cósmicos subyacentes.
El ritmo al que se expande el universo, conocido como constante de Hubble, es uno de los parámetros fundamentales para comprender la evolución y el destino final del cosmos. Sin embargo, se observa una diferencia persistente llamada «voltaje del Hubble» entre el valor de la constante medida con una amplia gama de indicadores de distancia independientes y su valor predicho a partir del Big Bang resplandor crepuscular.
NASAEl Telescopio Espacial James Webb proporciona nuevas capacidades para examinar y perfeccionar algunas de las pruebas observacionales más sólidas de esta tensión. El premio Nobel Adam Riess de la Universidad Johns Hopkins y el Instituto Científico del Telescopio Espacial presenta su trabajo reciente y el de sus colegas utilizando observaciones de Webb para mejorar la precisión de las mediciones locales de la constante de Hubble.
El desafío de la medición cósmica
“¿Alguna vez ha tenido problemas para ver una señal que estaba en el borde de su campo de visión? ¿Qué dice? ¿Qué significa? Incluso con los telescopios más potentes, las «señales» que los astrónomos quieren leer parecen tan pequeñas que a nosotros también nos cuesta trabajo hacerlo.
“La señal que los cosmólogos quieren leer es una señal de límite de velocidad cósmica que nos dice qué tan rápido se está expandiendo el universo: un número llamado constante de Hubble. Nuestro signo está escrito en las estrellas de galaxias lejanas. El brillo de ciertas estrellas en estas galaxias nos dice qué tan lejos están y por lo tanto cuánto tiempo ha viajado esa luz para llegar a nosotros, y los corrimientos al rojo de las galaxias nos dicen cuánto se ha expandido el universo a lo largo de este período, indicando así a nosotros la expansión tasa.
Este diagrama ilustra el poder combinado de los telescopios espaciales Hubble y Webb de la NASA para determinar distancias precisas a una clase especial de estrellas variables utilizadas para calibrar la tasa de expansión del universo. Estas estrellas variables cefeidas son visibles en campos estelares abarrotados. La contaminación lumínica de las estrellas circundantes puede hacer que la medición del brillo de una cefeida sea menos precisa. La visión infrarroja más nítida de Webb permite aislar más claramente un objetivo cefeida de las estrellas circundantes, como se muestra en el lado derecho del diagrama. Los datos de Webb confirman la precisión de 30 años de observaciones de las Cefeidas por parte del Hubble, que fueron esenciales para establecer el peldaño inferior de la escala de distancias cósmicas para medir la tasa de expansión del universo. A la izquierda, NGC 5584 es visible en una imagen compuesta de la NIRCam (cámara de infrarrojo cercano) de Webb y la cámara de campo amplio 3 del Hubble. Crédito: NASA, ESA, A. Riess (STScI), W. Yuan (STScI)
“Una clase particular de estrellas, las variables cefeidas, nos ha proporcionado las mediciones de distancia más precisas durante más de un siglo porque estas estrellas son extraordinariamente brillantes: son estrellas supergigantes, cien mil veces la luminosidad del Sol. Además, pulsan (es decir, se expanden y contraen) durante un período de semanas, lo que indica su brillo relativo. Cuanto más largo es el período, más brillantes son inherentemente. Constituyen la herramienta de referencia para medir las distancias de galaxias situadas a cien millones de años luz o más, un paso crucial para determinar la constante de Hubble. Desafortunadamente, las estrellas en las galaxias están empaquetadas en un espacio pequeño en relación con nuestro punto de observación distante y, por lo tanto, a menudo carecemos de la resolución para separarlas de sus vecinas en la línea de visión.
La contribución del Hubble y el progreso de Webb
“Una de las principales razones para construir el Telescopio Espacial Hubble fue resolver este problema. Antes del lanzamiento del Hubble en 1990 y las mediciones posteriores de las Cefeidas, el ritmo de expansión del universo era tan incierto que los astrónomos no sabían si el universo se había estado expandiendo durante 10 o 20 mil millones de años. Esto se debe a que una tasa de expansión más rápida dará como resultado una edad más joven del universo, y una tasa de expansión más lenta dará como resultado una edad más vieja del universo. El Hubble tiene una mejor resolución de longitud de onda visible que cualquier telescopio terrestre porque se encuentra por encima de los efectos borrosos de la atmósfera terrestre. Gracias a ello, puede identificar variables individuales de cefeidas en galaxias situadas a más de cien millones de años luz de distancia y medir el intervalo de tiempo durante el cual cambia su brillo.
“Sin embargo, también necesitamos observar las Cefeidas en la parte del espectro del infrarrojo cercano para ver la luz pasar ilesa a través del polvo intermedio. (El polvo absorbe y dispersa la luz óptica azul, palideciendo los objetos distantes y haciéndonos pensar que están más lejos de lo que están). Desafortunadamente, la visión de la luz roja del Hubble no es tan nítida como la de la azul, por lo que la luz de las estrellas Cefeidas que vemos allí se mezcla con otras estrellas en su campo de visión. Podemos tener en cuenta la cantidad media de mezcla, estadísticamente, de la misma manera que un médico calcula su peso restando el peso promedio de la ropa de la lectura de la báscula, pero esto agrega ruido a las mediciones. La ropa de algunas personas es más pesada que la de otras.
“Sin embargo, la visión infrarroja precisa es uno de los superpoderes del Telescopio Espacial James Webb. Con su gran espejo y su óptica sensible, puede separar fácilmente la luz cefeida de las estrellas vecinas con poca mezcla. Durante el primer año de funcionamiento de Webb con nuestro programa General Observers 1685, recopilamos observaciones de cefeidas encontradas por Hubble en dos niveles de lo que se conoce como escala de distancia cósmica. El primer paso es observar las Cefeidas en una galaxia con una distancia geométrica conocida que nos permita calibrar el brillo real de las Cefeidas. Para nuestro programa, esta galaxia es NGC 4258. El segundo paso es observar las Cefeidas en las galaxias anfitrionas de supernovas recientes de Tipo Ia. La combinación de los dos primeros pasos transfiere el conocimiento de la distancia a las supernovas para calibrar sus verdaderas luminosidades. El tercer paso es observar estas supernovas a distancia, donde la expansión del universo es evidente y puede medirse comparando las distancias deducidas de su luminosidad y los corrimientos al rojo de las galaxias anfitrionas de las supernovas. Esta secuencia de pasos se conoce como escalera de distancias.
«Recientemente obtuvimos nuestras primeras mediciones de Webb de las etapas uno y dos, lo que nos permitió completar la escala de distancias y compararlas con mediciones anteriores con el Hubble (ver figura). Las mediciones de Webb han reducido significativamente el ruido en las mediciones de Cefeidas debido a la resolución de «Este tipo de mejora es un sueño para los astrónomos. Observamos más de 320 cefeidas durante las dos primeras etapas. Confirmamos que las mediciones anteriores del Telescopio Espacial Hubble eran precisas, aunque más ruidosas. También observó otros cuatro anfitriones de supernovas con Webb y vio un resultado similar para toda la muestra.
Comparación de las relaciones período-luminosidad de las Cefeidas utilizadas para medir distancias. Los puntos rojos son del Webb de la NASA y los puntos grises son del Hubble de la NASA. El panel superior es para NGC 5584, el anfitrión de la supernova de Tipo Ia, y el recuadro muestra imágenes intermedias de la misma Cefeida vista por cada telescopio. El panel inferior es para NGC 4258, una galaxia con una distancia geométrica conocida, y el recuadro muestra la diferencia en los módulos de distancia entre NGC 5584 y NGC 4258, medidos con cada telescopio. Los dos telescopios coinciden perfectamente. Crédito: NASA, ESA, A. Riess (STScI) y G. Anand (STScI)
El misterio perdurable del voltaje del Hubble
“¡Lo que los resultados aún no explican es por qué el universo parece expandirse tan rápidamente! Podemos predecir la tasa de expansión del universo al observar su imagen de bebé, el fondo cósmico de microondas, y luego utilizamos nuestro mejor modelo de crecimiento a lo largo del tiempo para decirnos qué tan rápido debería expandirse el universo hoy. El hecho de que la medida actual de la tasa de expansión supere con creces las expectativas es un problema que ya lleva una década llamado la «tensión del Hubble». La posibilidad más interesante es que la tensión sea una pista de algo que nos falta en nuestra comprensión del cosmos.
“Esto puede indicar la presencia de energía oscura exótica, materia oscura exótica, una revisión en nuestra comprensión de la gravedad o la presencia de una partícula o campo único. La explicación más mundana sería que múltiples errores de medición conspiraran en la misma dirección (los astrónomos descartaron un solo error usando pasos independientes), por lo que es tan importante volver a medir con mayor fidelidad. Con Webb confirmando las mediciones de Hubble, las mediciones de Webb proporcionan la evidencia más sólida hasta la fecha de que los errores sistemáticos en la fotometría de Cefeidas de Hubble no juegan un papel significativo en la cepa actual de Hubble. Como resultado, las posibilidades más interesantes siguen sobre la mesa y el misterio de la tensión se profundiza”.
Este artículo destaca datos de un papel que fue aceptado por el Revista de Astrofísica.
Referencia: “No más aglomeración: precisión de la constante de Hubble probada con observaciones de cefeidas de alta resolución por JWST” por Adam G. Riess, Gagandeep S. Anand, Wenlong Yuan, Stefano Casertano, Andrew Dolphin, Lucas M. Macri, Louise Breuval, Dan Scolnic, Marshall Perrin y Richard I. Anderson, aceptaron, La revista de astrofísica. arXiv:2307.15806
Autor: Adam Riess es Profesor Distinguido Bloomberg en la Universidad Johns Hopkins, Profesor Thomas J. Barber de Estudios Espaciales en la Escuela de Artes y Ciencias JHU Krieger, Astrónomo Distinguido en el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial y ganador del Premio Nobel de Física 2011.
Probablemente todavía estemos a un mes del próximo lanzamiento del megacohete Starship de SpaceX.
Esta fue la línea de tiempo propuesta por Elon Musk en un publicar en este fin de semana, diciendo que el próximo vuelo de prueba de Starship está «probablemente dentro de 3 a 5 semanas». “El objetivo es que el barco supere el nivel máximo de calefacción, o al menos más que la última vez”, añadió el empresario multimillonario.
El Starship de 122 metros (400 pies) de altura es el cohete más grande y poderoso jamás construido. Consta de dos elementos, ambos diseñados para ser completa y rápidamente reutilizable: un enorme propulsor de primera etapa llamado Super Heavy y una etapa superior de 165 pies de altura (50 m) conocida como Starship, o simplemente «Ship».
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En esta foto, que Elon Musk compartió a través de X el 11 de mayo de 2024, se ven varios vehículos Starship en las instalaciones Starbase de SpaceX en el sur de Texas. (Crédito de la imagen: SpaceX a través de X)
Una nave espacial completamente apilada ha volado tres veces hasta la fecha, cada vez desde el sitio Starbase de SpaceX en el sur de Texas: en abril de 2023, noviembre de 2023 y 14 de marzo de este año. El vehículo gigante se desempeñó mejor con cada vuelo sucesivo.
Durante el primer despegue, por ejemplo, las dos etapas de la Starship no se separaron como estaba previsto y SpaceX provocó que el vehículo explotara en caída libre apenas cuatro minutos después del despegue. El Vuelo 2 alcanzó la separación de etapas, pero el Super Heavy y el Barco se separaron temprano, finalizando la misión después de ocho minutos.
En el Vuelo 3, el Super Heavy se colocó con éxito en posición para un aterrizaje en el agua planificado en el Golfo de México, pero se rompió aproximadamente a 500 m (1,650 pies) sobre las olas. La nave alcanzó velocidad orbital y voló durante casi 50 minutos, aunque finalmente sucumbió a violentas fuerzas de calentamiento por fricción al reingresar a la atmósfera de la Tierra.
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Como señaló en su artículo X, Musk quiere que a Ship le vaya aún mejor en el próximo Vuelo 4.
SpaceX lleva un tiempo preparándose para el vuelo 4. La compañía ya realizó pruebas de fuego estático para el Super Heavy y la nave asignada a la misión, encendiendo brevemente sus motores Raptor mientras los vehículos permanecían anclados a la plataforma Starbase. SpaceX también trajo recientemente el Super Heavy del Vuelo 4 nuevamente a los estantes, probablemente para pruebas adicionales, un movimiento que la compañía relató en un publicar el sábado X (11 de mayo).
Sin embargo, es posible que aún queden obstáculos logísticos que superar; SpaceX aún debe obtener una licencia de lanzamiento de la Administración Federal de Aviación (FAA), que supervisa una investigación sobre lo ocurrido durante el vuelo del 14 de marzo.
Un nuevo estudio realizado por investigadores de Penn State sugiere que los cratones, estructuras antiguas que estabilizan los continentes de la Tierra, se formaron hace unos 3 mil millones de años a través de procesos iniciados por la erosión atmosférica de las rocas, no solo por la aparición de masas continentales estables. Esto desafía los puntos de vista tradicionales y tiene implicaciones para comprender la evolución planetaria y las condiciones adecuadas para la vida.
Antiguas y vastas extensiones de corteza continental, conocidas como cratones, han estabilizado los continentes de la Tierra durante miles de millones de años mediante cambios en las masas terrestres, la formación de montañas y el desarrollo de los océanos. Los científicos de Penn State han sugerido un nuevo mecanismo que podría explicar la formación de cratones hace unos 3 mil millones de años, arrojando luz sobre una cuestión de larga data en la historia geológica de la Tierra.
Los científicos informaron en la revista. Naturaleza que es posible que los continentes no hayan surgido de los océanos de la Tierra como masas continentales estables, caracterizadas por una corteza superior enriquecida en granito. Más bien, la exposición de rocas frescas al viento y la lluvia hace unos 3 mil millones de años desencadenó una serie de procesos geológicos que finalmente estabilizaron la corteza, permitiéndole sobrevivir durante miles de millones de años sin ser destruida ni reajustada.
Los resultados podrían representar una nueva comprensión de cómo evolucionan los planetas potencialmente habitables similares a la Tierra, dijeron los científicos.
Implicaciones para la evolución planetaria
«Para crear un planeta como la Tierra, hay que crear una corteza continental y estabilizarla», dijo Jesse Reimink, profesor asistente de geociencias en Penn State y autor del estudio. “Los científicos han considerado que esto es lo mismo: los continentes se estabilizaron y luego emergieron sobre el nivel del mar, pero lo que estamos diciendo es que estos procesos son distintos.
Los cratones se extienden más de 150 kilómetros, o 93 millas, desde la superficie de la Tierra hasta el manto superior, donde actúan como la quilla de un barco, manteniendo los continentes flotando al nivel del mar o cerca de él durante todo el tiempo geológico, dijeron los científicos.
La meteorización puede haber concentrado en última instancia elementos productores de calor como uranio, torio y potasio en la corteza poco profunda, permitiendo que la corteza más profunda se enfríe y endurezca. Este mecanismo creó una capa de roca dura y gruesa que podría haber protegido el fondo de los continentes de una mayor deformación, una característica de los cratones, dicen los científicos.
Procesos geológicos y producción de calor.
«La receta para formar y estabilizar la corteza continental implica concentrar estos elementos productores de calor, que pueden considerarse como pequeños motores térmicos, muy cerca de la superficie», dijo Andrew Smye, profesor asociado de geociencias en Penn State y autor del trabajo. . estudiar. “Tenemos que hacer esto porque cada vez que átomo Cuando el uranio, el torio o el potasio se desintegran, liberan calor que puede aumentar la temperatura de la corteza. La corteza caliente es inestable: tiende a deformarse y no se pega.
Cuando el viento, la lluvia y las reacciones químicas destruyeron las rocas de los primeros continentes, los sedimentos y los minerales arcillosos fueron arrastrados a arroyos y ríos y llevados al mar, donde crearon depósitos sedimentarios como esquistos ricos en concentraciones de uranio, torio y potasio. dicen los científicos.
Estas antiguas rocas metamórficas llamadas gneises, encontradas en la costa ártica, representan las raíces de los continentes ahora expuestos en la superficie. Los científicos dijeron que las rocas sedimentarias intercaladas en estos tipos de rocas proporcionarían un motor térmico para estabilizar los continentes. Crédito: Jesse Reimink
Las colisiones entre placas tectónicas enterraron estas rocas sedimentarias en las profundidades de la corteza terrestre, donde el calor radiogénico liberado por las esquistos provocó el derretimiento de la corteza inferior. Los derretimientos flotaron y ascendieron hacia la corteza superior, atrapando elementos productores de calor en rocas como el granito y permitiendo que la corteza inferior se enfriara y endureciera.
Se cree que los cratones se formaron hace entre 3 y 2.500 millones de años, una época en la que los elementos radiactivos como el uranio se habrían desintegrado aproximadamente al doble de velocidad y habrían liberado el doble de calor que en la actualidad.
El trabajo destaca que la época en que se formaron los cratones a principios de la Tierra Media era particularmente adecuada para los procesos que podrían haber conducido a su estabilidad, dijo Reimink.
«Podemos considerar esto como una cuestión de evolución planetaria», dijo Reimink. “Uno de los ingredientes clave que se necesitan para crear un planeta como la Tierra podría ser la aparición de continentes relativamente temprano en su vida. Porque se van a crear sedimentos radiactivos que están muy calientes y que producirán una corteza continental muy estable que vive alrededor del nivel del mar y es un entorno ideal para que se propague la vida.
Los investigadores analizaron las concentraciones de uranio, torio y potasio en cientos de muestras de rocas del período Arcaico, cuando se formaron los cratones, para evaluar la productividad térmica radiogénica basándose en las composiciones reales de las rocas. Utilizaron estos valores para crear modelos térmicos de formación de cratones.
«Anteriormente, la gente observaba y consideraba los efectos del cambio en la producción de calor radiogénico a lo largo del tiempo», dijo Smye. «Pero nuestro estudio vincula la producción de calor a partir de rocas con la aparición de continentes, la generación de sedimentos y la diferenciación de la corteza continental».
Los cratones, que normalmente se encuentran en el interior de los continentes, contienen algunas de las rocas más antiguas de la Tierra, pero siguen siendo difíciles de estudiar. En áreas tectónicamente activas, la formación de un cinturón montañoso podría sacar a la superficie rocas que alguna vez estuvieron enterradas a gran profundidad.
Pero los orígenes de los cratones siguen siendo profundamente subterráneos e inaccesibles. Los científicos dijeron que el trabajo futuro implicaría tomar muestras del interior de cratones antiguos y, tal vez, perforar núcleos para probar su modelo.
«Estas rocas sedimentarias metamorfoseadas que se han derretido y han producido granitos que concentran uranio y torio son como cajas negras que registran la presión y la temperatura», dijo Smye. «Y si podemos desbloquear estos archivos, podremos probar las predicciones de nuestro modelo sobre la trayectoria de vuelo de la corteza continental».
Referencia: “La erosión subaérea condujo a la estabilización de los continentes” por Jesse R. Reimink y Andrew J. Smye, 8 de mayo de 2024, Naturaleza. DOI: 10.1038/s41586-024-07307-1
Penn State y la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. financiaron este trabajo.
La semana pasada, una erupción solar masiva envió una ola de partículas energéticas del Sol al espacio. Durante el fin de semana, la ola llegó a la Tierra y personas de todo el mundo pudieron ver auroras inusualmente vívidas en ambos hemisferios.
Este espectacular pico de actividad auroral parece haber terminado, pero no te preocupes si te lo perdiste. El Sol se acerca a su punto máximo Ciclo de manchas solares de 11 añosy se espera que regresen períodos de intensa aurora durante el próximo año.
Si viste la aurora o alguna de las fotos, quizás te preguntes qué estaba pasando exactamente. ¿Qué hace que el brillo y los diferentes colores? La respuesta está en los átomos, en cómo se excitan y cómo se relajan.
Cuando los electrones se encuentran con la atmósfera.
Las auroras son causadas por partículas subatómicas cargadas (principalmente electrones) que chocan contra la atmósfera terrestre. Estos son emitidos por el Sol constantemente, pero son más numerosos durante los periodos de mayor actividad solar.
La mayor parte de nuestra atmósfera está protegida de la entrada de partículas cargadas por el campo magnético de la Tierra. Pero cerca de los polos, pueden colarse y causar estragos.
La atmósfera terrestre contiene aproximadamente un 20% de oxígeno y un 80% de nitrógeno, con algunas trazas de otros elementos como agua, dióxido de carbono (0,04%) y argón.
La aurora de mayo de 2024 también fue visible en la región de Emilia-Romaña en el norte de Italia. Luca Argalia/Flickr, CC BY-NC-SA
Cuando los electrones de alta velocidad chocan con moléculas de oxígeno en la atmósfera superior, dividen las moléculas de oxígeno (O₂) en átomos individuales. La luz ultravioleta del Sol también hace esto, y los átomos de oxígeno generados pueden reaccionar con las moléculas de O₂ para producir ozono (O₃), la molécula que nos protege de los dañinos rayos UV.
Pero en el caso de la aurora boreal, los átomos de oxígeno generados están en un estado excitado. Esto significa que los electrones de los átomos están dispuestos de forma inestable y pueden “relajarse” liberando energía en forma de luz.
¿Qué da luz verde?
Como se ve en los fuegos artificiales, los átomos de diferentes elementos producen diferentes colores de luz cuando se les activa.
Los átomos de cobre dan luz azul, el bario es verde y los átomos de sodio producen un color amarillo anaranjado que quizás también hayas visto en las antiguas farolas de la calle. Estas emisiones están «permitidas» por las reglas de la mecánica cuántica, lo que significa que ocurren muy rápidamente.
Cuando un átomo de sodio está en estado excitado, sólo permanece allí durante unas 17 milmillonésimas de segundo antes de emitir un fotón de color amarillo anaranjado.
Pero, en la aurora boreal, muchos átomos de oxígeno se crean en estados excitados sin ninguna forma «permitida» de relajarse emitiendo luz. Sin embargo, la naturaleza encuentra un camino.
Aurora australis visible desde Oatlands, Tasmania, el 11 de mayo de 2024. Imagen AAP/Ethan James
La luz verde que domina la aurora es emitida por átomos de oxígeno que se relajan desde un estado llamado “¹S” a un estado llamado “¹D”. Este es un proceso relativamente lento, que toma en promedio casi un segundo completo.
De hecho, esta transición es tan lenta que generalmente no ocurrirá con el tipo de presión atmosférica que vemos a nivel del suelo, porque el átomo excitado habrá perdido energía al chocar con otro átomo antes de que tenga la oportunidad de enviar un bonito mensaje verde. fotón. Pero en las capas superiores de la atmósfera, donde la presión atmosférica es menor y por tanto hay menos moléculas de oxígeno, tienen más tiempo antes de chocar y por tanto tienen posibilidades de liberar un fotón.
Por esta razón, los científicos tardaron mucho en comprender que la luz verde de las auroras provenía de átomos de oxígeno. El brillo amarillo anaranjado del sodio se conoció en la década de 1860, pero no fue hasta la década de 1920 que científicos canadienses Entendí que el verde de la aurora se debía al oxígeno.
¿Qué hace la luz roja?
La luz verde proviene de la llamada transición «prohibida», que ocurre cuando un electrón en el átomo de oxígeno realiza un salto improbable de un patrón orbital a otro. (Las transiciones prohibidas son mucho menos probables que las permitidas, lo que significa que tardan más en ocurrir).
Sin embargo, incluso después de emitir este fotón verde, el átomo de oxígeno se encuentra en otro estado excitado sin posibilidad de relajación. La única salida es a través de otra transición prohibida, del estado ¹D al estado ³P, que emite una luz roja.
Esta transición está además prohibida, por así decirlo, y el estado ¹D debe sobrevivir durante unos dos minutos antes de que finalmente pueda romper las reglas y emitir una luz roja. Debido al tiempo necesario, la luz roja sólo aparece a grandes altitudes, donde las colisiones con otros átomos y moléculas son raras.
Además, debido a que hay muy poco oxígeno allí arriba, la luz roja tiende a aparecer sólo durante auroras intensas, como las que acabamos de tener.
Por eso la luz roja aparece encima de la verde. Aunque ambas surgen de relajaciones prohibidas de los átomos de oxígeno, la luz roja se emite mucho más lentamente y es más probable que se apague por colisiones con otros átomos en altitudes más bajas.
Aunque el verde es el color más común en las auroras boreales y el rojo es el segundo color más común, también hay otros colores. En particular, las moléculas de nitrógeno ionizado (N₂⁺, a las que les falta un electrón y tienen una carga eléctrica positiva) pueden emitir luz azul y roja. Esto puede producir un tinte magenta en altitudes bajas.
Todos estos colores son visibles a simple vista si la aurora es lo suficientemente brillante. Sin embargo, aparecen con más intensidad en el objetivo de la cámara.
Hay dos razones para esto. En primer lugar, las cámaras se benefician de una exposición prolongada, lo que significa que pueden dedicar más tiempo a recoger luz para producir una imagen que nuestros ojos. Como resultado, pueden tomar una imagen en condiciones más oscuras.
La segunda es que los sensores de color de nuestros ojos no funcionan muy bien en la oscuridad, por lo que tendemos a ver en blanco y negro en condiciones de poca luz. Las cámaras no tienen esta limitación.
Pero no te preocupes. Cuando la aurora es lo suficientemente brillante, los colores son claramente visibles a simple vista.
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