La presión de radiación. Parte 2: Aplicaciones
En la primera parte fuimos capaces de demostrar y comprender que la luz puede ejercer una presión, a pesar de que nuestra primera impresión nos diga lo contrario. Un claro ejemplo en el que las ecuaciones nos desvelan la realidad física que desafía nuestros sentidos y nuestra concepción de cómo funciona el cosmos.
Nexus Cosmicus
Sin embargo, dicha presión de radiación ejercida por los fotones decaía con la distancia al cuadrado, siendo mucho más significante en ambientes donde se tienen temperaturas extremas, cómo en los interiores estelares. Lo que planteó la siguiente pregunta: ¿tiene sentido pensar en una presión que sea capaz de tener efectos notables más allá de las estrellas, o se trata de otra definición teórica sin aplicación en nuestras vidas y mundo cotidiano?
Durante el presente artículo se intentará hablar de cometas, asteroides, y objetos celestes en general que se encuentren en un sistema planetario. Sin embargo, para que nos resulte mucho más cercano y familiar, se recurrirá al Sistema Solar en numerosas ocasiones ya que nos es conocido para todos, ya sea en mayor o en menor medida.
En el espacio exterior
Comencemos por los ejemplos más sencillos de comprender, que se dan en el espacio interplanetario, en ese inmenso vacío que hay entre las estrellas y sus planetas.
¿Por qué tenemos que irnos a este tipo de ambientes? No es porque la gravedad del Sol desaparezca. De hecho, tanto la gravedad como la presión de radiación se debilitan exactamente igual con la distancia (siguiendo la ley de la inversa del cuadrado). El secreto está en el tamaño. En objetos masivos como los planetas, la gravedad es la que dicta el destino del mismo.
Pero cuando fragmentamos la materia hasta llegar a granos de polvo o moléculas, la relación entre su superficie (que interacciona con la luz) y su masa (que sufre la gravedad) cambia drásticamente. Es en estos objetos diminutos, o en estructuras diseñadas para ser gigantes pero ultraligeras, donde la presión de radiación se convierte en una fuerza capaz de desafiar a la gravedad.
Si tenemos en cuenta que las escalas temporales del Sistema Solar son de siglos, milenios y millones de años, ¿no podría llegar a ser esta presión de radiación significativa y capaz de alterar la propia arquitectura del sistema gracias a su efecto acumulativo?
Representación de la radiación emitida por el Sol, que actúa sobre la superficie de un… ¿asteroide? ¿Será este efecto acumulativo también relevante en objetos de mayor tamaño que una mota de polvo?
1. ¿Se puede ver en la cola de los cometas?
1.1. ¿Qué es un cometa?
Representación de un cometa.
Uno de los cuerpos celestes más famosos que se encuentran en el espacio, y que a veces somos capaces de ver a simple vista o con unos modestos prismáticos, son los cometas. Estos objetos tienen un núcleo compuesto principalmente de hielo seco (dióxido de carbono congelado), agua y roca, además de una composición química que depende del cometa en cuestión.
Estos objetos siguen trayectorias elípticas alrededor de la estrella central, en nuestro caso el Sol, en un ambiente que puede llegar a estar a unas temperaturas inferiores a los -200 grados centígrados.
Imagen extraída y adapta de https://astronomia.uni.edu.pe/index.php/nosotros/historia/, donde se representa la trayectoria elíptica de un cometa alrededor del Sol, apreciándose cómo se le formará una mayor cola cuando se encuentre cercana a la estrella.
La trayectoria que se muestra es en particular para el Cometa Halley. Fue así como predijo Edmond Halley que el cometa volvería en 1758. Por desgracia, falleció 16 años antes del acontecimiento, no pudiendo ver a este objeto tan espectacular de cerca.
Como se puede apreciar en la imagen anterior, durante el viaje del cometa alrededor del Sol, hay momentos en los que se encuentra más lejano, y donde la intensidad de la luz que recibe es mínima. En estos puntos, la intensidad de la luz solar es tan débil que su energía es incapaz de calentar la superficie del cometa, y su empuje (la presión de radiación) es insignificante.
El punto más lejano para el Cometa Halley se dio por última vez el 9 de diciembre de 2023, donde se encontraba a unas 35 unidades astronómicas del Sol, casi en la órbita de Plutón. En este punto, la intensidad de la radiación solar es del orden de 1 W/m2 .
Unidad astronómica (UA): Una unidad astronómica es la distancia media que hay entre el Sol y la Tierra, alrededor de los 150 millones de kilómetros.
Y otros momentos donde el cometa se encuentra muy cercano al Sol, que son de especial interés porque la presión de radiación será significativamente mayor, ya que la cantidad de luz que impacta sobre él aumenta considerablemente.
El punto más cercano del Cometa Halley se dio por última vez el 9 de febrero de 1986, llegando a estar a unos 87,8 millones de kilómetros del Sol, dentro de la órbita de Venus. En este punto, la intensidad de la radiación se dispara a 103 W/m2 .
Recordatorio
Recordemos que la presión de radiación es inversamente proporcional a la distancia al cuadrado, así que cuanto más lejos esté la fuente, menor será su efecto.
La famosa línea del hielo ubicada entre las órbitas de Marte y Júpiter es la que delimita ambos comportamientos. Se define como el punto donde la energía térmica provocada por los fotones sobre el cometa es capaz de calentar su superficie hasta los -100 grados centígrados.
Es justo a partir de esta línea donde se dan las condiciones para que el hielo comience a sublimarse y a convertirse en vapor y gas violentamente. Y ahí se desarrolla una atmósfera que es conocida como coma, que se va agrandando conforme más hielo superficial se va sublimando. Es en este instante cuando la presión de radiación de los fotones se encarga de empujar las partículas liberadas que conforman la coma.
Dato curioso: punto triple
¿Por qué el hielo pasa a gas y no a agua líquida en el espacio? La presión en el medio interplanetario es prácticamente nula. Si te fijas en el diagrama de fases del agua, por debajo del punto triple, el estado líquido no puede existir. Al estar a presiones casi nulas (parte inferior del eje Y) y a bajas temperaturas (parte izquierda del eje X), el hielo se sublima, pasando directamente de sólido a gas al recibir el calor suficiente de la radiación solar.
Imagen extraída y modificada de:
https://infinito-e-diverso-els.blogspot.com/2014/10/diagrama-de-fases.html
Comparación del tamaño promedio de un cometa con Roma, la capital de Italia. Se aprecia claramente como el cometa tiene un diámetro aproximadamente la mitad de Roma, y estamos hablando de una de las Top 10 ciudades más grandes de Europa.
1.2. Y las colas tan características… ¿cómo se forman?
Podríamos pensar, en primera instancia, que al igual que se nos echa el pelo hacia atrás cuando vamos en el coche con la ventanilla abierta, o montados en una moto, las colas de los cometas se forman de manera análoga.
Pero en estas situaciones, nos tenemos que preguntar: ¿qué es lo que causa que se nos mueva el pelo de esa manera? Está claro que es el aire, ese mismo que respiramos, y que choca con nosotros con tal fuerza en tales situaciones.
En cambio, en el vacío del espacio no existe un viento atmosférico que dé lugar a esta fricción ya que no hay oxígeno, nitrógeno, etc. que forme el aire que pudiera arrastrar la cola hacia atrás. Así, desmentimos el que la cola del cometa se pueda formar por la simple fricción o el arrastre aerodinámico del movimiento del cometa mientras avanza en su trayectoria.
Tomemos entonces un cometa que haya pasado la línea del hielo, cercano al Sol, donde ya se sublima el hielo superficial. ¿Cómo se forma entonces la cola? Pues sorpréndete, porque a falta de una, se suelen presentar dos, y dependen del Sol de maneras totalmente diferentes.
A la derecha tenemos el cometa Hale-Bopp, y a la izquierda al cometa Ison.
Imágenes extraídes de https://openstax.org/books/f%C3%ADsica-universitaria-volumen-2/pages/16-4-momento-y-presion-de-radiacion y https://www.dailymail.co.uk/sciencetech/article-3107800/Did-comet-impacts-create-mystery-lunar-swirls-Strange-wispy-regions-moon-possibly-caused-tails-icy-rocks.html
En las imágenes superiores efectivamente podemos ver estas dos colas bien diferenciadas:
- Cola iónica (o de gas): Es azul y recta, y siempre apunta en la dirección opuesta a la estrella.
El gas del cometa es ionizado por la luz ultravioleta proveniente del Sol, que arranca los electrones del gas de la coma del cometa, convirtiéndose así en un gas ionizado que al desexcitarse emiten fotones en esas tonalidades azules.
Estas partículas cargadas apenas se verán afectadas por la presión de radiación porque se verán influenciadas por el viento solar, que no es más que un flujo de partículas cargadas con un campo magnético. Así es como el viento solar forzará al gas ionizado a ubicarse en la dirección opuesta a la estrella de manera radial. - Cola de polvo: Es blanca/amarillenta y se curva a lo largo de la trayectoria.
Esta cola sí se forma por la famosa presión de radiación. Los fotones empujan las partículas de polvo neutras de la coma del cometa, frenándolas levemente. Como el cometa se encuentra en movimiento a lo largo de su órbita, las partículas de polvo que han sido empujadas empezarán a seguir una trayectoria elíptica ligeramente distinta a la del cometa, y por eso es que se ve curvada.
En esta imagen se ve el panorama completo más usual de un cometa: el núcleo del cometa con la atmósfera, la coma. Y recibe el viento solar de manera perpendicular, y justo en esa misma dirección se forma la cola de iones con una envoltura de hidrógeno, mientras que la cola de polvo es curva.
Es decir, puedes decir sin miedo a equivocarte, que cada vez que ves una cola curva de un cometa brillar en la noche, estás viendo una prueba a escala astronómica de que la presión de radiación tiene cabida fuera de las estrellas. Sólo te hace falta mirar al cielo.
2. Ayuda a esculpir el sistema solar
Una vez somos capaces de ver los efectos de la presión de radiación con nuestros propios ojos, podemos empezar a tomarla en serio, y a cuestionarnos qué otras formas tendrá de actuar en el espacio exterior.
2.1. El efecto Poynting-Robertson
Sin meternos en el mundo cuántico, es bien sabido que el espacio entre los planetas no está vacío. Está lleno de meteoritos y partículas de polvo de distintos tamaños.
Cuando se creó el Sistema Solar a partir de la Nebulosa Solar (nube primigenia de la que se formaron el Sol y los planetas), quedaron innumerables escombros: desde asteroides gigantes hasta motas de polvo del grosor de un cabello. Pero, ¿qué le hará la presión de radiación a los objetos de menor tamaño?
En este apartado, nos centraremos en granos de polvo de 1 μm (10-6 W/m) a 1 mm (10-3 W/m) de diámetro.
Representación gráfica de la nube de Oort, y un zoom in en el que se aprecia el Sistema Solar en su interior.
Nebulosa Solar: Nube esférica de gas y polvo primigenio que, debido a la gravedad, colapsó su parte central y empezó a girar formando un disco, dando lugar a la estructura actual del Sistema Solar.
Partamos de lo que nos diría el sentido común: las partículas reciben la radiación solar y, al ser "empujadas", tenderían a alejarse de la estrella hacia el exterior. Esto es exactamente lo que ocurre con las motas de polvo microscópicas (inferiores a una micra): la presión de la luz supera a la gravedad y salen despedidas del Sistema Solar.
Arriba, mostramos (obviamente no a escala) como la luz emitida por el Sol alcanza al grano de polvo, iluminando una de las caras. Este efecto de absorción completa ya ejerce una presión, junto a la presión producida por la radiación emitida tal y como se puede ver en la imagen inferior. En conjunto, esto hará que la partícula adopte una velocidad, y se vaya alejando del centro del Sistema Solar.
Pero la realidad es más compleja para aquellas motas que llegan a tener hasta el tamaño de los milímetros, ya que en ellas tendremos que tener en cuenta que las partículas van siguiendo una trayectoria elíptica alrededor del Sol. Acá es donde entra el juego el efecto Poynting-Robertson.
Este efecto se encargará de frenarlos… ¿con la propia presión de radiación que acabamos de decir que las empuja? Para comprenderlo, solo tenemos que imaginar la escena desde dos puntos de vista distintos – sistemas de referencia distintos.
Imagina una mota de polvo viajando por el sistema solar, con una parte que le da la radiación solar, y otra parte oscura. La parte que queda expuesta al Sol absorbe la luz y se calienta. Esta mota de polvo buscará el equilibrio térmico para evitar sublimarse. Y si se ha calentado al absorber energía, la manera más fácil de volver al equilibrio es emitiendo la misma cantidad que ha absorbido en forma de radiación electromagnética – de luz infrarroja.
Desde el punto de vista de la propia mota de polvo, está en reposo, y emite la radiación de forma isótropa en todas las direcciones.
Pero desde el punto de vista del centro del Sistema Solar, la partícula circula a decenas de miles de kilómetros por hora en su órbita elíptica alrededor del Sol. Y debido a este movimiento orbital, a la hora de emitir la radiación, hay que tener en cuenta el efecto Doppler.
Desde el punto de vista del centro del sistema planetario, se aprecia como los frentes de onda se comprimen en la dirección en la que se mueve la mota, indicando que la radiación que emita en esa dirección será de mayor energía; mientras que la emitida en la dirección contraria al movimiento se ve expandida, y tendrá una menor energía asociada la radiación emitida en esta dirección.
Efecto Doppler: Si una fuente que emite ondas se mueve hacia la derecha, los frentes de onda se contraen y aplastan en esa dirección, dando lugar a una mayor frecuencia (es por ello que cuando se acerca una ambulancia, suena más agudo); mientras que hacia atrás, los frentes de ondas se ven estirados y su frecuencia baja (y por ello cuando se aleja la ambulancia suena más grave).
Recurramos a la famosa fórmula de Planck que ya se introdujo en:
Nexus Cosmicus
E=hν
donde ν es la frecuencia de la radiación emitida, h la constante de Planck, y E la energía asociada a la radiación. Esta relación nos dice que, si la frecuencia es mayor, también será mayor la energía de la radiación emitida.
Debido al movimiento del polvo, se crea una emisión anisótropa : hacia delante se emite una radiación de mayor energía porque los frentes de ondas están más comprimidos, mientras que hacia detrás son de menor energía porque están más estiradas.
Es como si la partícula emitiera, desde el sistema de referencia del centro del Sistema Solar, balas de calor más fuerte hacia delante que hacia atrás, dando lugar a un ligero retroceso por la conservación del momento lineal. Por ende, se va creando una especie de frente de viento que actúa como resistencia al movimiento de la partícula de polvo que la irá frenando poco a poco.
A largo plazo, este freno hace que la mota de polvo pierda velocidad orbital y vaya cayendo lentamente en espiral hacia el Sol, a no ser que choque antes con un planeta.
Se aprecia cómo decaería la trayectoria de una mota de polvo alrededor del Sol, aumentando su velocidad orbital conforme se fuese reduciendo el semieje mayor de la órbita elíptica.
Pero esto no se queda en afectar a simples motas de polvo interespaciales. Si nos fijamos en meteoroides o en asteroides de hasta 20 kilómetros de diámetro, también la presión de radiación tiene cabida. Los objetos que acabamos de ver son tan pequeños, que el calor se distribuye muy rápidamente por toda ella, pero esto no ocurre en los objetos que vamos a mencionar a continuación debido a sus grandes dimensiones.
2.2. El efecto Yarkovsky
Centrémonos ahora en esos objetos que se encuentran en el espacio con un tamaño entre el 0.1 y los 100 metros, para los que el efecto Poynting-Robertson no será el predominante.
Al igual que las motas de polvo se calientan al estar expuestas a la radiación solar, los asteroides también absorberán esta radiación mientras giran alrededor del Sistema Solar en su órbita elíptica. Tengamos en cuenta que estos objetos de gran tamaño giran sobre su propio eje con una velocidad angular determinada.
Esta rotación produce un retraso entre la absorción y la emisión de la radiación por parte de la roca. Toma el punto más cercano al Sol, que es el que absorbe más energía y se calienta más rápido. Como el asteroide gira, ese punto ya no estará mirando hacia el Sol después de un tiempo. Y llegará el punto de máximo calentamiento de ese punto del asteroide cuando ya sea el análogo terrestre al atardecer, mirando en otra dirección que no es hacia el Sol, e irradiará radiación infrarroja hacia el espacio.
En la primera imagen podemos ver como el punto rojo se encuentra en el punto en el que está sometida a la mayor presión de radiación posible en el asteroide. Y conforme gira en sentido horario, el punto rojo se desplaza hasta donde se encuentra en la segunda imagen. Es allá donde alcanzará su temperatura máxima, en el lado ‘’oscuro’’ del asteroide, y donde emitirá la radiación infrarroja.
Lo increíble es que, esos fotones al escapar, empujan al asteroide en la dirección opuesta, como el retroceso de una pistola. Sabemos que esta radiación emitida es insignificante frente a una roca del tamaño de una montaña. Pero este proceso de ir calentando ese punto caliente actúa como un propulsor muy débil que está encendido continuamente durante eones, y la dirección en la que empuja a la montaña depende del sentido en el que gire el asteroide.
- Si el asteroide gira de manera prógrada -sobre sí mismo en la misma dirección en la que avanza por la órbita-, ese punto que se calienta apuntará hacia atrás. Al emitir la luz hacia atrás, el retroceso empujará al asteroide hacia adelante, en la misma dirección de su movimiento. El asteroide se acelerará lentamente durante millones de años, haciendo que su órbita se ensanche y se aleje del Sol.
- Mientras que si el asteroide gira de forma retrógrada -en la dirección contraria a la dirección de movimiento y su trayectoria-, el motor térmico emitirá fotones en la dirección de su avance, actuando como un freno que disminuirá su velocidad, y hará que su órbita decaiga en espiral hacia el Sol.
Por ejemplo, la familia Coronis son una serie de asteroides todos provenientes de un mismo trozo de roca, que, por colisiones, se acabó fragmentando. Tras la colisión, cada fragmento adquirió una rotación específica, tomando el efecto Yarkovsky una relevancia vital que se encargó de separar los fragmentos según la dirección en la que giraban. A día de hoy, se encuentran en el cinturón de asteroides orbitando a una distancia entre los 2.82 UA y los 2.95 UA del Sol.
Por consiguiente, los asteroides que giraban de manera prógrada se acabaron alejando y se encuentran en la zona fría del cinturón; mientras que los que lo hacían de manera retrógrada se acercaron y fueron atraídos hacia la zona interna del cinturón.
2.3. Esculpiendo el cosmos: Vientos estelares y el límite de las estrellas
Volviendo a nuestras queridas estrellas, la presión de radiación es un factor clave en estrellas masivas. En astrofísica, existe un límite crítico para la masa de una estrella, en torno a las 150 masas solares. En ellas se genera una gran cantidad de luz en el núcleo, y la absurda energía que transportan es tal que ni siquiera la gravedad es capaz de compensarla y mantener la estrella estable, arrancando en el proceso las capas externas de la estrella, impidiendo que crezcan más. A este proceso se le llama fotoevaporación.
Es increíble como la propia luz es la que pone un límite máximo a la masa que puede tener una estrella, impidiendo que puedan crecer indefinidamente.
En esta espectacular imagen observamos a la gran nebulosa del Águila, los famosos pilares de la creación. Lo que se observa es como las estrellas jóvenes, masivas y calientes del cúmulo cercano NGC 6611 emiten una gran presión de radiación, erosionando las nubes de gas en esas formas tan peculiares. Pero que empuje esas nubes de gas en un proceso tan violento es lo que permite que se comprimen y haya lugares de mayor densidad que dé lugar al nacimiento de nuevas estrellas.
No deja de sorprendernos las formas más bellas que puede adoptar el Universo cuando de efectos catastróficos se trata, y cómo puede dar lugar a nuevas formas de vida.
Así, concluimos esta gran sección con un efecto microscópico, que somos capaces de ver con nuestros propios ojos en los cometas, que ha ido esculpiendo el Sistema Solar de manera paciente, empujando montañas enteras.
Una vez hemos visto su influencia en el espacio exterior, sumerjamonos en las distintas aplicaciones que esta puede tener acá, en nuestro propio planeta azul.
3. Usemos la presión de radiación a nuestro favor
Una vez sabemos en qué consiste la presión de radiación, y hemos visto que no es un fenómeno confinado al vacío cósmico profundo, podemos preguntarnos cómo impacta en nuestra tecnología y en los laboratorios de nuestro propio planeta.
3.1. Tu GPS
Comencemos con algo que se encuentra en el espacio, pero que afecta a que puedas llegar a salvo al destino que pongas en tu GPS. El cómo se localiza tu ubicación en tiempo real en tu móvil se realiza con una red de satélites que triangulizan tu posición con una exactitud milimétrica.
Estos satélites tienen unos grandes paneles para captar energía solar, pero así también se exponen a un bombardeo continuo de fotones que producirán una presión de radiación de forma continua.
Y es en este proceso de transferencia en el que la presión de radiación puede empujar mínimamente a los satélites, alterando la órbita de los satélites sutilmente, y que puede llevar a un cálculo incorrecto de tu posición exacta. Así que, además de las correcciones relativistas que se tienen en cuenta para el cálculo de la posición, también hay que lidiar con la presión de radiación para ser tan precisos como se es hoy en día.
En caso contrario, con el paso del tiempo, tu aplicación de ubicación podría localizarte a varias calles de distancia como mínimo, ¡lo cuál sería un gran problema para llegar a tu bar favorito!
Satélite de GPS.
3.2. Enfriando átomo
Una de las aplicaciones más novedosas y que se está investigando activamente es el uso de la presión de radiación para frenar átomos. Al disparar un rayo láser exactamente de frente contra un átomo, los fotones lo irán frenando, lo que se traduce macroscópicamente en un enfriamiento (la temperatura es la consecuencia macroscópica del movimiento del átomo, así que cuanto más quieto esté, menor será la temperatura).
Para ello se usa el efecto Doppler, enviándole una luz con una frecuencia ligeramente inferior a la que absorbería normalmente, pasando de largo de los átomos que se encuentran en reposo. Pero si el átomo se mueve hacia el láser, el efecto Doppler hace que vea las ondas de luz más comprimidas y energéticas, con una frecuencia ligeramente superior. Ahora sí podrá absorber estos fotones más energéticos, y por conservación del momento, se frenará. Esto nos permite frenarlos con una gran precisión hasta estados muy cercanos al reposo, pudiendo enfriar nubes de átomos a casi el cero absoluto (-273.15 grados centígrados), hasta el orden de los microkelvins. ¿Y qué utilidad puede tener?
- Calibrar los relojes atómicos, manteniendo los satélites de GPS sincronizados.
- Facilitar el atrapar átomos individuales de esa nube que hemos enfriado para usarlos como qubits, esa unidad de información fundamental análogo al bit, y que está revolucionando el procesamiento de datos.
- Como primer paso para enfriar hasta los nanokelvins (¡un millón de veces más frío!) para formar condensados de Bose-Einstein, un estado exótico de la materia que será comentado en profundidad en un futuro.
3.3. El "volante" del Telescopio Espacial James Webb
Otro ejemplo en el que se tuvo que contrarrestar la presión de radiación se volvió a dar en el espacio, en el Telescopio Espacial James Webb (JWST). Este cuenta con un escudo solar del tamaño de una cancha de tenis para mantenerse congelado, y así observar el universo infrarrojo.
Sin embargo, esto trajo el problema de que los fotones del Sol no lo empujan de una manera uniforme, sino que realizan más presión en distintos puntos, y por ende mayor empuje, provocando un torque, e intentando girar nuestro telescopio constantemente.
James Webb Telescope una vez fue terminado de emblasar, y listo para ser enviado al espacio.
Para lidiar con ello, los ingenieros que la construyeron implementaron unas ruedas de reacción que contrarrestan este efecto, aunque esas ruedas acumulan momento angular, y con el tiempo pueden ganar una gran velocidad de rotación. Así que de forma periódica, se descarga esa energía cinética angular encendiendo unos propulsores que tiene y gastando combustible para frenarlas.
¡Es increíble como se da una guerra sin tregua entre el telescopio y la presión de radiación!
La primera gran imagen que se hizo pública del James Webb Telescope del espacio ultra profundo, una imagen donde se esconde mucha física, fenómenos increíbles que predijo Einstein, y una antigüedad de unas galaxias sin precedentes.
4. Velas solares: hasta el infinito y más allá
Como último plato, presentamos unas grandes naves que podríamos lanzar al espacio para que… ¿aprovechen la presión de radiación a su favor?
Las estrellas, y nuestro propio Sol, emiten una gran cantidad de fotones durante millones de años. Entonces no nos debería de resultar descabellado pensar que es posible utilizar esas emisiones de la misma forma que se ha utilizado el viento en la Tierra desde los primeros tiempos de la navegación; esto es, como una fuerza impulsora.
Para ello, podríamos crear unas grandes superficies con un material que fuese poco pesado y lo más reflectante posible para maximizar el efecto que ya se mencionó de P=2I/c, es decir, de tener un objeto lo más reflectante posible.
En 2024 se lanzó una vela solar de 80 metros de lado en la llamada misión Solar Sail de la NASA.
Como la presión de radiación ejerce, a fin de cuentas, una fuerza minúscula por cada metro cuadrado, las dimensiones de estas "velas" tendrían que ser de kilómetros cuadrados para mover cargas útiles significativas. Pero a cambio de una aceleración inicial ínfima, obtenemos una ventaja inigualable: combustible infinito y gratuito.
La gran ventaja encima del espacio es que no hay rozamiento, y mientras la vela reciba la luz del Sol, seguirá acelerándose continuamente sin que nada la frene… hasta que se encontrara con algún trozo de roca y se tirase todo el trabajo por la borda. Aunque el gran vacío que hay en el espacio interestelar nos da esperanza de que podría viajar sin muchas preocupaciones y en un viaje tranquilo por décadas.
De hecho, ya hay un caso práctico en el que la presión de radiación fue clave sobre un instrumento humano en el espacio. Si se hubieran ignorado los efectos de la presión de radiación del Sol sobre la nave espacial del programa Viking de los años 80, la nave espacial no habría llegado a Marte. Y en 2010, se envió la primera vela solar al espacio, IKAROS, de 20 metros de lado, que se encargaba de impulsar a la sonda PLANET-C para monitorizar a Venus. ¡Te recomiendo buscar más información sobre ellas!
El programa Viking logró llegar a Marte en septiembre de 1976 con la intención de explorar la superficie del planeta rojo para encontrar huellas de vida.
Dando un paso hacia el futuro, no nos tendríamos que limitar al uso de la luz solar para empujar estas velas solares. Se está valorando el utilizar grandes láseres con la intención de empujar microvelas solares a largas distancias en mucho menos tiempo del que una gran vela necesitaría.
¿No es increíble que podamos usar a nuestro propio Sol para estudiar nuestro vecindario estelar?
5. Conclusión: una idea pequeña con consecuencias enormes
Que el empuje de la luz, algo que no somos capaces ni de notar cuando salimos a la calle, sea capaz de conectar el interior estelar, con sondas que buscan viajar más allá, es increíble y espectacular.
Como cierre, se ha planteado seriamente el utilizar la presión de radiación para desviar los asteroides que intenten colisionar con nuestro planeta azul, con la intención de defenderlo. Para ello, si tuviéramos el tiempo suficiente, podríamos evitar el uso de misiones nucleares para desviar su trayectoria. Simplemente enviando una pequeña sonda que cambiará la reflectividad de la superficie de la misma pintando una cara de blanco (totalmente reflectante), seríamos capaces de utilizar el Sol y el efecto Yarkovsky como escudo natural para empujar estos trozos de roca lejos de nuestro planeta. Se tendría que realizar con muchas décadas o incluso siglos de antelación, pero la posibilidad existe.
Que estas pequeñas canicas sin masa que forman la luz tengan la capacidad de alterar la trayectoria de asteroides y salvar la vida tal y como conocemos, no es más que una gran demostración del gran impacto que tienen, y de la gran presión que ejercen con su eterna paciencia.
Referencias
Samuel J. Ling and William Moebs and Jeff Sanny
https://www.ciencia-ficcion.com/glosario/v/velaluz.htm
Nexus Cosmicus
https://link.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-98402-5_13
https://www.ciencia-ficcion.com/glosario/p/presradi.htm
https://testbook.com/physics/radiation-pressure
https://ntrs.nasa.gov/api/citations/20180005252/downloads/20180005252.pdf
https://arxiv.org/pdf/1610.08439
https://culturacientifica.com/2017/09/03/el-sol/
https://www.nationalgeographic.com.es/ciencia/cometas-que-son-y-como-se-forman_20699
https://ciencia.nasa.gov/sistema-solar/datos-sobre-los-cometas/
https://astronomia.uni.edu.pe/index.php/nosotros/historia/
https://www.walter-fendt.de/html5/phes/keplerlaw2_es.htm
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https://academia-lab.com/enciclopedia/efecto-poynting-robertson/
https://www.sciencedirect.com/topics/physics-and-astronomy/poynting-robertson-effect
https://www.youtube.com/watch?v=vP_WAhnl4Rk
https://www.daviddarling.info/encyclopedia/K/Koronis_family.html
https://www.space.com/nasa-james-webb-space-telescope-complete.html
https://blog.astropolar.es/nebulosa-del-aguila-m16/
https://www.ciencia-ficcion.com/glosario/v/velaluz.htm
https://www.jpl.nasa.gov/missions/viking-2/
Algunas imágenes fueron creadas con ayuda de Gemini.
