Guía del viajero espacial

Esta vez trataré de los viajes espaciales en Star Wars.
La escena es la siguiente: hay que huir rápidamente de, por ejemplo, la Estrella de la Muerte. Después de destruir los cazas enemigos Han Solo y Chewbacca hacen rápidamente los cálculos precisos para el viaje y se lanzan al hiperespacio.
Viajar por el hiperespacio no es tan fácil, puesto que los objetos con grandes masas (como los planetas o asteroides grandes) hacen que vuelvas al espacio normal, y además bastante cerca de estos cuerpos, con lo que hay muchas posibilidades de que se impacte con el cuerpo, así que la nave y sus ocupantes no quedarían, digamos, en buen estado.
Cojamos dos planetas entre los que viajar. Por ejemplo Corellia, planeta natal de Han Solo, y Coruscant, capital de la mayoría de los gobiernos que tuvo la galaxia. Según el mapa oficial de Star Wars se tardan 4 horas en recorrer esta distancia, y entre ambos planetas están Sacorria, Talus y Tralus, y finalmente, Neimoidia. Cuentan como tres planetas, pues Talus y Tralus orbitan entorno a un eje entre ellos, con lo que sólo cuentan como un cuerpo para el caso que nos ocupa.
Si Corellia y Coruscant no orbitaran en torno a ningún astro (como nuestro Sol), esto acarrearía una serie de problemas en ambos planetas que no voy a debatir hoy. Sin embargo supongamos que los otros tres planetas sí orbitan en torno a un astro. En ese caso, el lugar que ocuparían en el espacio cambiaría. Podrían darse los casos de que los tres, dos, uno o ninguno de los planetas estuvieran entre Corellia y Coruscant.

Hay varias formas de calcular una órbita:
Una forma es tomar el movimiento elíptico puro como base y añadirle las perturbaciones para tener en cuenta la influencia gravitacional de los otros cuerpos. Este es el método conveniente para calcular las posiciones de objetos astronómicos, pues se llegan a conseguir resultados muy precisos. Aún así, hay otros fenómenos que deben ser tratados con métodos post-Newtonianos.
Otra forma, utilizada para propósitos científicos o de una misión espacial (que es de lo que estamos hablando), se utiliza la forma de ecuación diferencial. Según la Segunda Ley de Newton, la suma de todas las fuerzas es igual a la masa por su aceleración. Por tanto, las aceleraciones se pueden expresar en términos de posición. Los términos de perturbaciones son más fáciles de describir de esta forma. La predicción de las posiciones futuras y velocidades desde los términos iniciales se solucionan con un problema de valor inicial. Los métodos numéricos calculan las posiciones y velocidades de los objetos para un tiempo futuro muy pequeño, luego repitiéndolo (básicamente se toma lo que sería un intervalo en dimensión uno, y unos “triángulos” en dimensión mayor que uno, y se divide en partes más pequeñas, las cuales no tienen porque ser idénticas en longitud). Sin embargo, los pequeños errores aritméticos debido a la limitada precisión del ordenador se acumulan, limitando la precisión de esta aproximación.
Las simulaciones de diferenciales con grandes cantidades de objetos realizan los cálculos de forma jerárquica entre los centros de masas. Utilizando este esquema se puede simular galaxias, cúmulos estelares y otros objetos grandes.

Supongamos que el problema de valor inicial ya está resuelto antes de despegar, y sólo hay que introducirle los datos.

Con todo lo que se supone conocido entre los datos que se deberían de introducir en el ordenador de la nave debería de figurar al menos un dato de cada planeta (lo cual significa que tienes que saber todos los planetas que hay entre un planeta y otro), además de una posición original de cada perturbación, que debe de ser cercana a la actual para minimizar el error.
Todo esto tiene que ser conocido por el piloto, y además debe ser capaz de introducir los datos correctos incluso en situaciones de presión. Y esto es suponiendo que la nave sea capaz de escoger la ruta más segura conociendo estos datos, pues, en otro caso, interpretar los datos y decidir que una ruta es segura lleva un tiempo extra (en algunos casos un tiempo extra considerable). Si la nave fuera capaz de elegir la ruta por ella misma también aumentaría el tiempo, pues puede acercarse a otros planetas cercanos a los anteriores pero que no están en la ruta directa que se quiere seguir, y con este planteamiento, la nave puede intentar bordear también estos planetas, con lo que se deberían de introducir también datos de planetas cercanos a esos y etc. etc. etc.
Y recordemos que los planetas de origen y destino no orbitan, en el caso de que lo hagan pueden cambiar los planetas que hay entre ellos.

Conclusión: es imposible introducir todos estos datos en pocos segundos como se nos hace creer en las películas.

Fuentes: The official Star Wars Fact File, Star Wars Wiki

La muerte acecha en el espacio

En la película de Star Trek Generations hay una escena en la que el malo de turno lanza un cohete a una estrella, y en pocos segundos se ve como la estrella explota, quedando más o menos como estaba originalmente pero sin alumbrar. Esta entrada trata de lo que ocurre cuando se destruye una estrella.

En primer lugar hay que separar tres tipos de destrucciones: Nebulosa planetaria, Supernova o Brote de rayos Gamma.

La nebulosa planetaria es un objeto gaseoso, creado a partir de la expulsión de las capas externas de una estrella de masa baja o intermedia (entre 0.8 y 8 veces la masa del Sol), Este tipo de estrellas, dentro de las que se incluye el Sol, se terminan enfriando hasta perder su energía térmica residual, transformándose así en una enana blanca.

Las supernovas son explosiones estelares que dan lugar a destellos de luz muy intensos cuya duración es de entre varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma suave hasta desaparecer completamente. Se originan a partir de estrellas masivas que ya no pueden fusionar más su núcleo, incapaz de sostenerse tampoco por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía.
Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas de choque, llenando el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, en cierto tiempo, nuevos sistemas estelares.

Los brotes de rayos gamma son una fuente intensa y breve de rayos gamma. Se trata de los fenómenos físicos más luminosos del universo produciendo una gran cantidad de energía en haces breves de rayos gamma que pueden durar desde unos segundos hasta unas pocas horas. Debido a que la radiación gamma no atraviesa la atmósfera terrestre estos fenómenos solo pueden detectarse desde el espacio.

Ya sabemos que las estrellas pequeñas producen nebulosas planetarias y se convierten en enanas blancas. Ahora bien, las estrellas de más de 9 ó 10 veces la masa del Sol provocan supernovas o brotes de rayos gamma.
Esto se debe a que cuando están a punto de morir su núcleo es incapaz de generar más energía y no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima de él, por lo que se hunde sobre sí mismo. Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro. Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.
En función de la masa y de la metalicidad tenemos cuatro posibles destinos para las estrellas masivas y muy masivas:
Para la mayoría de las estrellas el remanente inicial será una estrella de neutrones y se producirá una supernova.
Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 veces la masa del Sol (el límite exacto depende de la metalicidad), parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre ésta provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma.
En estrellas de masa superior a 40 veces la masa del Sol y baja metalicidad el remanente inicial es un agujero negro, por lo que las capas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova, pero sí produce un brote de rayos gamma.
Las estrellas de muy baja metalicidad y masa entre 140 veces la masa del Sol y 260 veces la masa del Sol existe una última posibilidad: una explosión de supernova producida por la creación de pares electrón-positrón. En dicho caso la estrella se desintegra por completo sin dejar un remanente.

De todos estos casos parece que la transformación en enana blanca junto con la creación de una nebulosa planetaria es el único posible para la película, sin embargo este proceso lleva más tiempo que unos pocos segundos, y además la distancia del planeta desde el que se observa a la estrella que se destruye hace que la luz tarde un tiempo en llegar, y por tanto si desapareciera la luz de la estrella el planeta tardaría un tiempo en quedarse sin luz. Por ejemplo si el Sol se apagara en la Tierra pasarían ocho minutos hasta que nos enteráramos.