¿Qué es una estrella?

 

La primera definición de estrella que escuché fue la siguiente: “Una estrella es una esfera autogravitante de gas”. Esta definición es correcta en el sentido que, efectivamente, es una esfera sometida a la acción de la fuerza de la gravedad, es decir, la propia masa de la estrella, compuesta de gas, y el hecho de que la fuerza gravitatoria tenga una simetría radial hace que tome la forma de una esfera.

Sin embargo, ¿es esta definición no es completa? Debería decir algo sobre si se puede ver o no, es decir, sobre si emite radiación en forma de luz visible, infrarroja, ultravioleta…

Se dice que una estrella comienza su etapa de secuencia principal, esto es, empieza su vida como estrella, cuando hay reacciones nucleares de fusión en su núcleo y por lo tanto empieza a emitir radiación.

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Imagen de la estrella supergigante roja Betelgeuse, en la constelación de Orión. (Fuente: Hubble Space Telescope. Imagen mejorada por NASA)

Las reacciones nucleares de fusión consisten en la conversión de Hidrógeno (H) en Helio (He). Un átomo de H está formado por un protón en el núcleo y un electrón a su alrededor. Un átomo de He tiene dos protones y dos neutrones en el núcleo y dos electrones a su alrededor. Las temperaturas que se alcanzan en el interior de una estrella hacen que los átomos estén totalmente ionizados, es decir, que los electrones no estén ligados a los núcleos y estén circulando por la estrella sin ligarse a los núcleos atómicos. Por tanto, las reacciones nucleares de fusión tengan lugar entre los núcleos de H para dar núcleos de He. Pero si un núcleo de H tiene un protón y un núcleo de He tiene dos protones y dos neutrones, ¿cómo es posible convertir que si se fusionan dos núcleos de H se produzca un núcleo de He? Si contamos, al principio tenemos dos protones (dos núcleos de H) y terminamos con dos protones y dos neutrones (un núcleo de He).

La explicación es que es imposible que simplemente a partir de dos núcleos de H se forme uno de He. Se necesitan más de dos núcleos de H y no es posible convertir el H en He directamente sino paso a paso en lo que se conoce como cadena protón-protón (o cadena pp). Además los procesos de fusión nuclear dependen muy fuertemente de las condiciones de presión y temperatura en el interior de la estrella, por lo que, dependiendo de éstas, podemos tener tres tipos de cadenas pp. Veamos cuáles son:

  • Cadena ppI:

1H + 1H -> 2H + e+

2H + 1H -> 3He

3He + 3He -> 2 1H + 4He

En estas reacciones vemos que el H y el He tiene unos superíndices a la izquierda. Estos superíndices indican el número másico, es decir, la suma del número de protones y neutrones que hay en el núcleo. El símbolo e+ indica un positrón (antipartícula del electrón). Cuando aparece un positrón, quiere decir que un protón se ha desintegrado, vía desintegración beta, y se convierte en un neutrón. De ahí que en la segunda reacción veamos un 2H, es decir un núcleo de hidrógeno con un protón y un neutrón. Este neutrón es el responsable de que el He pueda tener neutrones en su núcleo a partir de núcleos de H que no tienen neutrones. A este núcleo de H con un protón y un neutrón se le conoce como deuterio. Quedaos con el deuterio ya que volveremos a hablar de él más tarde.

  • Cadena ppII:

3He + 4He -> 7Be

7Be + e- -> 7Li

7Li + 1H -> 2 4He

Aquí aparecen 7Be y 7Li que son respectivamente un isótopo de berilio y uno de Litio.

  • Cadena ppIII:

3He + 4He -> 7Be

7Be + 1H -> 8B

8B -> e+ + 8Be

8Be -> 2 4He

Aquí también tenemos 8B que es un isótopo del Boro.

En estas reacciones, además de los productos de fusión se emiten neutrinos como consecuencia de las desintegraciones de cada núcleo y fotones, es decir, radiación. Partiendo de núcleos de hidrógeno, hemos llegado a un núcleo de He y hemos obtenido luz. La estrella ya es una esfera autogravitante de gas que emite luz y es, por lo tanto, un estrella.

En el origen del universo, en la nucleosíntesis primordial, se formó mucho H y He, aunque también pequeñas trazas de elementos más pesados como Li y Be. De ahí que pudieran formarse estrellas, a través de agrupaciones de masa sometidas a la fuerza de la gravedad que dieran lugar a los procesos de fusión nuclear a través de las cadenas pp. Estas estrellas, se conocen con el nombre de estrellas de tercera generación. Estas estrellas eran muy masivas y evolucionaron muy rápidamente hasta consumir todo el hidrógeno y terminar como explosiones de supernova. Por procesos sucesivos de fusión durante la vida de la estrella se van generando elementos más pesados como Carbono (C), Nitrógeno (N), oxígeno (O) y así sucesivamente hasta llegar a más pesados como el Hierro (Fe). En una explosión de supernova, estos elementos se incorporan al medio interestelar y se unen a las nubes moleculares de gas que darán lugar a nuevas estrellas. Estas nuevas estrellas incorporarán en su gas estos elementos, por lo que también pueden participar de las reacciones de fusión para convertir H en He.

En efecto, en estrellas más jóvenes, como es el caso de nuestro Sol (que se considera una estrella de primera generación), además de las cadenas pp la generación de He a partir de H se da también por el conocido cicle del carbono o ciclo CNO. En este ciclo, el C, N y O intervienen en la fusión de H para convertir cuatro núcleos de H en un núcleo de He, de dos maneras diferentes:

12C + 1H -> 13N

13N -> e+ +13C

13C + 1H -> 14N

14N + 1H -> 15O

15O -> e+ + 15N

15N + 1H -> 4He + 12C

Vemos que se forma He y además volvemos a recuperar el 12C que teníamos inicialmente.

La otra rama del ciclo CNO es la siguiente:

15N + 1H -> 16O

16º + 1H -> 17F

17F -> e+ +17O

17O+ 1H -> 4He + 14N

Aquí además vemos que se forma Fluor (F). Aquí también, se emiten fotones y neutrinos en los sucesivos pasos, por lo que también se genera luz que hace brillar a la estrella.

Puede parecer que este ciclo es algo extravagante ya que la conversión de H en He a través de las cadenas PP son más importantes debido a que el H es el elemento más abundante del universo. Pero, lo cierto es que en estrellas cuyos núcleos tienen temperaturas algo superiores a las de nuestro Sol, ¡el ciclo CNO predomina sobre las cadenas PP!

De acuerdo, ya tenemos una esfera autogravitante de gas que emite radiación, pero ¿son todas las esferas autogravitantes de gas que emiten radiación estrellas?

Una respuesta rápida es NO. Pero hay que particularizar.

Cuando una estrella se encuentra en su fase de formación en el interior de su nube molecular (protoestrella), se encuentra sometida a la acción de su propia fuerza gravitatoria. Esta fuerza hace que se comprima el gas en su interior y se caliente, pero en sus primeras fases, la temperatura no es lo suficientemente alta como para que comiencen las reacciones de fusión nuclear de H en He y sin embargo se emita luz. Sin embargo, la clave está en el H. Si volvéis a las reacciones anteriores de las cadenas pp y el ciclo CNO veréis que el H siempre se escribe como 1H. También os he pedido que recordarais el término deuterio 2H.

protoestrella

Expulsión de material en forma de Jets de una protoestrella (Fuente: IAC. 
Crédito: Patrick Hartigan/Rice University)

En una estrella, la fusión de H en He se lleva a cabo a partir de núcleos de H normal, es decir 1H. Sin embargo, en el universo hay cantidades pequeñas, pero no despreciables de 2H. Sucede que, como hemos comentado antes, la fusión de H requiere de unas condiciones de temperatura y presión determinadas. Para el 1H, la temperatura requerida es muy alta, mucho más que para el 2H.

El 2H tiene un protón y un neutrón, por lo tanto si dos núcleos de 2H se fusionan, podemos tener un núcleo de 4He en un solo paso ya que este tiene dos protones y dos neutrones. Exactamente los que tiene la suma de dos núcleos de deuterio.

En las protoestrellas la temperatura, debido a la contracción gravitatoria no es lo suficientemente alta como para fusionar 1H en su interior, pero sí lo suficiente como para fusionar 2H. Para fusionar 1H se necesitan temperaturas de diez millones de grados Celsius, para fusionar 2H basta con que se alcancen temperaturas de un millón de grados Celsius.

En esta fusión de deuterio se emite luz que es, precisamente, la luz que podemos observar en las protoestrellas.

Es decir tenemos una esfera autogravitante de gas que emite luz pero que no es una estrella.

Hemos llegado a una situación en la que tenemos dos tipos de esferas autogravitantes de gas que emiten luz. A un tipo de ellas podemos llamarlas estrellas y al otro no y las llamamos protoestrellas. Ocurre que una protoestrella es simplemente la fase anterior a una estrella, ¿o no?

Pues otra vez, NO. O más bien, no siempre. Para que una protoestrella pase se ser eso, una protoestrella, a ser una estrella, la temperatura en su interior debe pasar del orden de un millón de grados Celsius a diez millones de grados Celsius para poder pasar de la fusión del deuterio 2H a la fusión del hidrógeno 2H. Con la fusión del 2H la temperatura aumenta, al mismo tiempo que la contracción gravitatoria hace que la temperatura aumente también. Sin embargo, hay ocasiones en las que no se alcanzan las temperaturas de diez millones de grados Celsius necesarias para fusionar 1H.

Como hemos dicho, en la nucleosíntesis primordial al comienzo del universo y en las explosiones de supernova se forman elementos más pesados. Uno de ellos es el Litio. Resulta que el Litio, necesita una temperatura de sólo dos millones y medio de grados Celsius para fusionarse. Cuando se alcanza esa temperatura, se emite radiación. Una esfera autogravitante de gas que tiene una temperatura superior a los dos millones y medio de grados Celsius, ya no es una protoestrella, pero tampoco es una estrella porque no está fusionando 1H. ¡Y sin embargo, emite luz! ¿Qué es esto entonces? Seguro que habéis escuchado hablar de unos objetos conocidos como enanas marrones. Pues sí, una esfera autogravitante de gas que emite luz, que no fusiona 1H y que no es una protoestrella, pero que emite luz es una enana marrón. De hecho podemos determinar cuando hemos encontrado una enana marrón observando si tiene Li o no y en que cantidad.

Enana marrón

Imagen artística de la enana marrón 2MASSJ22282889-431026 (Fuente: Wikimedia Commons)

¿Y que pasa cuando una esfera autogravitante de gas no emite luz? Aquí ni siquiera necesitamos recurrir a telescopios para observarlo. Podemos salir a la calle en una noche despejada y observar Júpiter. En efecto, tenemos un planeta, o hablando de manera más general, un objeto sub estelar. Los objetos sub estelares no han alcanzado la temperatura suficiente como para fusionar deuterio, es decir, su núcleo no llega a tener, ni siquiera, un millón de grados Celsius, y por lo tanto no puede emitir luz, simplemente es capaz de reflejar la luz que le llega desde otra estrella.

Jupiter_by_Cassini-Huygens

Júpiter visto por la sonda Cassini-Huygens

Por lo tanto, no todo lo que vemos en el cielo es una estrella y mucho menos es, lo que decía la primera definición de estrella que escuché, una esfera autogravitante de gas.

Referencias

Surdín, V.G. 2000 Formación estelar. Editorial URSS

Bohm-Vitense, E. 1992. Introduction to Stellar Astrophysics Vol.3.

Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press.

Supernovas y neutrinos

El neutrino es una de las partículas más misteriosa que existe. Desde que fue propuesto por Pauli en 1930, para explicar la no conservación de la energía en las desintegraciones beta, hasta que se observó y se descubrió que no sólo existía una clase de neutrino y que este podía oscilar entre los diferentes «sabores», el objetivo de los físicos de partículas ha sido entender todas sus propiedades físicas y como interacciona con otras partículas.

Se ha tratado, por tanto, de una búsqueda de conocimiento del neutrino en sí mismo.

Pero los neutrinos no sólo sirven para aumentar nuestro conocimiento respecto a la propia partícula, sino que también nos ayudan a entender el universo y como se producen algunos fenómenos tan fascinantes como son las explosiones de supernova.

This image shows the remnant of Supernova 1987A seen in light of very different wavelengths. ALMA data (in red) shows newly formed dust in the centre of the remnant. Hubble (in green) and Chandra (in blue) data show the expanding shock wave.

Resto de la supernova 1987A (Fuente: Wikipedia)

Sabemos que hay tres sabores o tipos de neutrinos: neutrinos electrónicos, neutrinos muónicos y neutrinos tau. En una explosión de supernova, no se producen todos los tipos de neutrinos al mismo tiempo y son emitidos simultáneamente al espacio con la misma energía. Muchos de estos neutrinos se producen en el colapso del núcleo de la estrella. Al menos eso es lo que se piensa a través de modelos teóricos y simulaciones ya que no entendemos muy bien la dinámica del colapso. La observación de neutrinos procedentes de supernovas, promete ser una fuente de información importante para entender el proceso que tiene lugar en el colapso del núcleo que produce la supernova.

Los neutrinos son unas partículas que interactúan muy débilmente con la materia y es altamente improbable detectar un neutrino directamente.

Debido a las características de los neutrinos emitidos en una explosión de supernova y a su distancia, un detector de estos neutrinos en la tierra tiene que cumplir una serie de características:

  • Ha de tener un umbral de detección que permita detectar neutrinos con energías muy bajas, del orden de unos pocos MeV (mega electrón voltios).
  • Ha de poder detectar todos los sabores de neutrinos.
  • Ha de tener una buena resolución energética, temporal y angular para poder medir bien las distribuciones temporales y energéticas de todos los sabores de neutrinos.

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Detalle de la construcción del detector HALO en SNOLab. HALO es un detector dedicado la estudio de los neutrinos procedentes de supernovas (Fuente: https://www.snolab.ca/halo/)

Uno de los principales problemas que existen a la hora de observar neutrinos es que su procedencia es muy diversa. Pueden proceder de rayos cósmicos, del Sol, de reactores nucleares o de la propia radiactividad natural. Podríamos pensar que si queremos detectar neutrinos procedentes de una supernova, deberíamos tener en cuenta todos este fondo de neutrinos adicional y quitarlo de la señal detectada de la supernova. Lo cierto es que no es tan necesario, ya que los neutrinos procedentes de la supernova llegan a la tierra en un momento determinado y durante un corto periodo de tiempo de unos 10 segundos.

Antes hemos mencionado que los neutrinos en sí mismos son difíciles de detectar directamente, entonces ¿cómo podemos detectar los neutrinos procedentes de una supernova? No buscamos los neutrinos, sino los resultados de la interacción de un neutrino con la materia.

A las energías que esperaríamos encontrar neutrinos procedentes de supernovas (menos de 100 eV) podemos tener diferentes procesos nucleares en la interacción de un neutrino con la materia.

Dispersión elástica con electrones. Un neutrino de cualquier tipo choca con un electrón y hace que tanto el electrón como el neutrino incidente modifiquen su trayectoria. Detectando el electrón podemos saber dirección del neutrino ya que el electrón es dispersado en la dirección del neutrino. La probabilidad de que ocurra este proceso es muy pequeña comparada con otros, pero cuando ocurre da información sobre la dirección que lleva el neutrino y se puede identificar donde está la fuente de neutrinos (la explosión de supernova)

Desintegración beta inversa. Este proceso se da sólo para neutrinos electrónicos. En él, un antineutrino electrónico choca contra un protón y la reacción da lugar a un neutrón y un positrón. Aquí podemos detectar como el positrón generado pierde energía y como los neutrones son capturados por otros núcleos para producir rayos gamma. Para que ocurra esta interacción la energía del neutrino tiene que estar por encima de 1.8 MeV.

Dispersión elástica con protones. Ocurre igual que en la dispersión elástica con electrones, sólo que el neutrino choca contra un protón. Tiene una probabilidad de que ocurra cuatro veces más pequeña que la desintegración beta inversa. El principal problema es que la energía de retroceso del protón cuando el neutrino choca contra él, es rápidamente eliminada por el resto del núcleo en el que se encuentra el protón y es difícil saber la dirección que lleva el neutrino.

Interacciones de corrientes cargadas. En estas interacciones, con neutrinos electrónicos, el resultado es que el neutrino incidente se convierte en su leptón (electrón o positrón) correspondiente. El neutrino choca contra un núcleo con N neutrones y Z protones, después de la colisión, el núcleo se convierte en un núcleo con N+1 neutrones y Z-1 protones. Aquí se puede detectar la pérdida de energía del leptón y además, el núcleo excitado después de la colisión puede emitir otros nucleones y rayos gamma, que sirven para identificar la interacción.

Interacciones de corrientes neutras. Aquí el neutrino (de cualquier tipo) colisiona con un núcleo y éste pasa a un estado excitado. El núcleo excitado puede emitir nucleones o rayos gamma al desexcitarse. La dispersión del núcleo en la colisión tiene una energía de retroceso del orden de los keV (kilo electrón voltios) lo cual queda fuera del rango de detección de los detectores actuales o previstos a corto plazo.

Los neutrinos fueron, y todavía son, unas partículas misteriosas. También son misteriosos los procesos más internos que dan lugar a las explosiones de supernova. Si lo juntamos todo y le añadimos un poco de la física nuclear que conocemos tenemos casi al alcance la mano la posibilidad de entender misterios aún más grandes.

Referencias

Inés Gil-Botella. Detection of Supernova Neutrinos. arXiv:1605.02204v1

Física de astropartículas

Durante muchos siglos la única manera que teníamos de entender lo que pasaba en el universo, era a través de la luz que llegaba a nuestros ojos, ya fuera a través de la observación directa o a través de telescopios desde los tiempos de Galileo. Aunque el ojo humano es un instrumento maravilloso, existen fenómenos que el ojo no puede detectar debido a que caen fuera del rango de longitudes de onda en el que es eficaz. Muchos de estos procesos son altamente energéticos y constituyen la rama de la Astrofísica de partículas o Física de astropartículas.

La Física de astropartículas es relativamente reciente. En esencia trata de investigar todos aquellos procesos astrofísicos de alta energía.

Prácticamente comenzó su andadura en 1911 con el descubrimiento de los rayos cósmicos por Victor Hess. Los rayos cósmicos son parte de esos procesos de alta energía que suceden en el Universo pero, ¿cómo distinguir si lo que recibimos de un objeto astronómico es debido a un proceso normal o de alta energía?

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Victor Franz Hess (Fuente: Dominio Público)

La mayor parte de la luz que recibimos de estrellas, nebulosas, galaxias,… se debe a procesos térmicos. Un proceso térmico es aquel en el que la radiación que medimos (no sólo visible, sino también infrarroja o ultravioleta, por ejemplo) se puede aproximar a la de un cuerpo negro. Los procesos que dan lugar a la radiación térmica comienzan en los núcleos de la estrellas. Son procesos de fusión nuclear de Hidrógeno, Helio y otros elementos más pesados que a su vez son los que dan lugar a la evolución de la propia estrella. Aunque son procesos realmente energéticos, éstos están todavía en el campo de la Física Nuclear. La energía que generan estos procesos de fusión es la responsable de la radiación que es emitida por la estrella. A su vez esta radiación incide sobre otros átomos presentes en su entorno y da lugar a la radiación (también térmica) que observamos en nebulosas y galaxias.

Sin embargo, la fundación de la radio astronomía, después de la Segunda Guerra Mundial, y la capacidad de detectar radiación en el rango de los rayos gamma, a partir de la década de los 60, contribuyeron a dejar claro que los procesos térmicos no eran los únicos que sucedían en el Universo.

Pero, pensemos un momento. Las ondas de radio forman parte del espectro electromagnético al igual que la luz visible, infrarroja y ultravioleta, ¿cómo es posible que la radio astronomía contribuyera al desarrollo de la Física de astropartículas?

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Uno de los dos telescopios MAGIC de 17 metros en La Palma (Credito: Robert Wagner, MPI de  Física, Munich / ASPERA).

Vamos a recordar lo que hablamos sobre el índice espectral aquí. Si la radiación emitida por una radio fuente dependiera de la frecuencia como ν2, ésta tendría un origen térmico ya que la distribución de energía tendría la forma de la aproximación de Rayleigh-Jeans, que se deriva de considerar la ecuación de la distribución de energía de Planck para bajas frecuencias (precisamente las que corresponden a las ondas de radio). Sin embargo, no se observa esta dependencia con la frecuencia, sino algo del tipo ν-0.5. Esto quiere decir que la radiación observada no es de origen térmico. En un alarde de originalidad a esta radiación se le llamó no térmica. De hecho, se trata de radiación sincrotrón causada por electrones moviéndose a velocidades relativistas en el interior de un campo magnético. Es más, sabemos que es radiación sincrotrón porque es la misma que observamos en los aceleradores de partículas en la tierra cuando aceleramos partículas cargadas siguiendo una trayectoria curva en el interior de un campo magnético. De ahí su nombre.

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Generación de radiación sincrotrón (izquierda) y comparación entre radiación térmica y no térmica (derecha) (Fuente)

A pesar de que la radiación observada (ondas de radio) es la que menos energía tiene de todo el espectro electromagnético, ésta es provocada por procesos de alta energía, que generan radiación no térmica, propios del campo de estudio de la Física de astropartículas.

Esta radiación se ha observado, por ejemplo, en restos de supernova, dejando claro lo altamente energéticas que son las explosiones de supernova.

Pero no sólo las ondas de radio nos dan pruebas de los procesos físicos de alta energía que ocurren en el Universo. También las radiaciones más energéticas, como los rayos X o los rayos gamma, son una prueba de ello.

En los laboratorios en tierra podemos estudiar la distribución de energía que tienen los procesos de dispersión de Compton y dispersión de Compton inversa. En la dispersión de Compton inversa los fotones adquieren energía en la retro dispersión de electrones cuando chocan con ellos. Para que esto ocurra, los electrones se tienen que estar moviendo a velocidades muy altas. Si al observar un objeto astronómico medimos, en el rango de los rayos X o de los rayos gamma, una distribución de energía que se corresponde con una distribución de energía de una dispersión de Compton inversa, podemos decir que existen procesos de alta energía, y de nuevo volvemos a entrar en el ámbito de la Física de astropartículas.

A veces, los procesos que generan radiación sincrotrón y los que generan dispersión de Compton inversa se unen para dar lugar a una combinación de ondas de radio y radiación más energética, ya sea en el rango de rayos X, de rayos gamma o ambos a la vez. Imaginemos la siguiente situación. Tenemos electrones moviéndose a gran velocidad en un campo magnético y por lo tanto se está emitiendo radiación sincrotrón que podemos medir usando técnicas de radioastronomía. Los fotones que se producen en la radiación sincrotrón, se encuentran con otros electrones relativistas y se produce dispersión de Compton inversa. El resultado es que el fotón inicial adquiere más energía, emitiendo, por tanto, también rayos X y/o rayos gamma.

Hasta ahora, hemos visto que los procesos de alta energía que se producen en algunos objetos astronómicos se deben a electrones relativistas, es decir, electrones que se están moviendo a velocidades próximas a la de la luz. Pero también observamos rayos cósmicos de una energía extremadamente alta que demuestran que no sólo los electrones son acelerados hasta altas energías, sino que también las partículas compuestas (hadrones), como los protones, también son aceleradas. La distribución de energía de estos protones sería diferente. Los protones interaccionarían con el gas con el que se encuentren en su camino y daría lugar a piones neutros (una partícula compuesta por un quark y un antiquark u o por un quark y un antiquark d). A su vez el pion neutro se desintegraría en dos fotones de alta energía (rayos gamma) con un espectro diferente al de la dispersión de Compton inversa. También podría pasar que la interacción diera lugar a piones cargados (compuestos por un quark u y un antiquark d o viceversa). La desintegración de estos piones cargados generaría neutrinos con una energía muy alta. Lo complicado de todo esto, es que aunque se han observado neutrinos de muy alta energía, no se han podido asociar a ninguna fuente puntual, es decir, a un objeto astronómico, por lo que no podemos conocer su origen.

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Uno de los eventos producidos por un neutrino de muy alta energía superpuesto a una imágen del laboratorio Ice Cube en el Polo Sur. (Crédito: Colaboración Ice Cube)

Quedan muchas preguntas por responder en el campo de la Física de astropartículas. Queda mucho por investigar para poder identificar los objetos astronómicos que producen las astropartículas y poder llegar a conocer el Universo en detalle. Pero no debemos olvidar que la Física de astropartículas es todavía una rama de la ciencia muy joven y todavía le queda mucho camino por recorrer.

Referencias

Particle Astrophysics. Susan Cartwright

Evolución de galaxias

Imaginad dos pueblos pequeños. Esos pueblos están separados por pocos kilómetros de distancia. Por cualquier motivo, la población de esos pueblos aumenta poco a poco. Entonces se empiezan a construir más y más casas hasta que llega un punto en el que los dos pueblos entran en contacto. Al final, la morfología de los pueblos se ha modificado debido a la interacción entre ellos y se ha creado una pequeña ciudad. Según esa pequeña ciudad vaya se vaya extendiendo hasta entrar en contacto con otros pueblos se convertirá, cada vez más, en una gran ciudad, de manera que todas las partes de la ciudad interaccionan unas con otras de una u otra manera.

Ahora vamos al espacio. Tenemos una galaxia elíptica y una espiral separadas por una distancia lo suficientemente corta como para que la interacción gravitatoria entre ellas sea notable. La galaxia elíptica, debido a la atracción gravitatoria que ejerce sobre la espiral hace que la forma de la galaxia espiral se modifique. Puede que, debido a la masa de una de ellas, las galaxias se atraigan con tanta fuerza que terminen colisionando. También puede ocurrir que la masa sea muy grande pero no lo suficiente como para que terminen fusionándose. Lo que ocurrirá en este caso es que la forma de las galaxias cambiará tanto que la galaxia elíptica será más elíptica aún y que la espiral comience a parecerse más a una elíptica.

Los cúmulos galácticos son agrupaciones de galaxias que están ligadas gravitatoriamente. En los cúmulos de galaxias todas las galaxias están interaccionando gravitatoriamente. Habrá galaxias menos masivas con una determinada forma que interaccionarán con galaxias más masivas y cuyo resultado será una nueva galaxia con otra determinada forma.

Cúmulo Abell 2218 (Fuente: Wikipedia)

Sin embargo, el entorno de un cúmulo galáctico hace que la forma, debido a la interacción gravitatoria, no sea la única característica que se ve afectada. Las galaxias, sus interacciones y su entorno definen la ecología de ese cúmulo galáctico.

La interacción gravitatoria provoca una redistribución de las masas, de las estrellas y, sobre todo, del gas que las compone.  El gas se concentra en las regiones más próximas a la zona donde está teniendo lugar la colisión y genera estallidos de formación estelar. La formación estelar lleva asociada un aumento de la radiación ultravioleta, debido al aumento de la temperatura en la zona donde se han formado nuevas estrellas. Esta radiación genera vientos que desplazan el material a su alrededor provocando cambios en la morfología.

Colisión de las galaxias NGC 4038 y NGC 4039 con brotes de formación estelar (Fuente: Wikipedia)

Las galaxias también pueden tener un núcleo activo. En ese caso, el núcleo estará emitiendo rayos X y la radiación afecta al entorno, por ejemplo ionizando el medio y provocando, también, vientos que desplacen el material de la propia galaxia o de las circundantes.

Por otro lado, la población de una galaxia la componen las estrellas. Las estrellas nacen, crecen, mueren y se reproducen. Esto quiere decir que cada galaxia tendrá poblaciones estelares de una determinada edad. A mayor edad, las estrellas tendrán un color más rojizo. A menor edad las estrellas serán azuladas. Por ello una galaxia muy evolucionada, tendrá un color rojo, mientras que una joven será más azulada.

¿Y como podemos obtener toda esta información? Lo primero que hay que dejar claro es que mirar directamente por un telescopio no es la mejor idea. Ni siquiera los astrónomos profesionales lo hacen (salvo usando telescopios pequeños, por afición y en su tiempo libre). Necesitamos recoger toda la información posible para poder estudiar el entorno de un cúmulo de galaxias. Esto se hace con detectores acoplados a los telescopios.

El detector más conocido es la cámara fotográfica. Una cámara (basada en un dispositivo CCD como el de la cámara de tu móvil) es muy útil, pero sólo si la información que estamos buscando se concentra en el rango de luz visible. Cuando se recoge información en luz visible, podemos obtener información relativa a la morfología de las galaxias, tamaños e incluso detectar lentes gravitacionales.

An interesting galaxy has been circled in this NASA/ESA Hubble Space Telescope image. The galaxy — one of a group of galaxies called Luminous Red Galaxies — has an unusually large mass, containing about ten times the mass of the Milky Way. However, it’s actually the blue horseshoe shape that circumscribes the red galaxy that is the real prize in this image. This blue horseshoe is a distant galaxy that has been magnified and warped into a nearly complete ring by the strong gravitational pull of the massive foreground Luminous Red Galaxy. To see such a so-called Einstein Ring required the fortunate alignment of the foreground and background galaxies, making this object’s nickname “the Cosmic Horseshoe” particularly apt. The Cosmic Horseshoe is one of the best examples of an Einstein Ring. It also gives us a tantalising view of the early Universe: the blue galaxy’s redshift — a measure of how the wavelength of its light has been stretched by the expansion of the cosmos — is approximately 2.4. This means we see it as it was about 3 billion years after the Big Bang. The Universe is now 13.7 billion years old. Astronomers first discovered the Cosmic Horseshoe in 2007 using data from the Sloan Digital Sky Survey. But this Hubble image, taken with the Wide Field Camera 3, offers a much more detailed view of this fascinating object. This picture was created from images taken in visible and infrared light on Hubble’s Wide Field Camera 3. The field of view is approximately 2.6 arcminutes wide.

Efecto lente gravitacional (Fuente: ESA/Hubble & NASA)

Si además entre el espejo secundario del telescopio y la cámara fotográfica ponemos diferentes filtros podemos estudiar la fotometría de las galaxias (la cantidad de luz emiten), calcular la masa de las galaxias y su distribución espectral.

Si, en lugar de tener una cámara capaz de obtener imágenes en el rango de luz visible, utilizamos un detector que pueda detectar luz infrarroja, podemos ver a través del polvo de la galaxia y observar los fenómenos de formación estelar.

Para ver la actividad de los núcleos galácticos tenemos que salir de las limitaciones que nos impone la atmósfera y observar con telescopios capaces de detectar los rayos X o la radiación ultravioleta, que también nos ayuda a detectar las regiones de formación estelar.

Ilustración del telescopio de Rayos X Chandra (Fuente: Wikipedia)

Realizar observaciones en radio utilizando radiotelescopios también es importante a la hora de caracterizar galaxias de radio o para estudiar la formación estelar ya que podemos determinar qué tipo de moléculas componen el medio que da lugar a la formación de estrellas.

Todo el entorno de una galaxia influye en su evolución. Si queremos aprender cómo evolucionan, tenemos que estudiar las galaxias en todos los entornos que podamos, ya sean galaxias aisladas, en cúmulos galácticos poco poblados o muy densos. Además, tenemos que estudiar todos los posibles tipos de galaxias, ya sean enanas o masivas, elípticas o irregulares y, en esas galaxias, determinar todas sus propiedades como la forma, el color, si tienen formación estelar o, incluso, la distribución de materia oscura.

Por último, si queréis saber más sobre galaxias, su evolución y los temas actuales en los que se investiga en España, os dejo un vídeo editado por el Instituto de Astrofísica de Canarias que se titula, precisamente, «Galaxias».

Referencias

Alan Dressler. Galaxy morphology in Rich Clusters: Implications for the formation and evolution of galaxies. The Astrophysical Journal, 236:351-365, 1980 March 1

Meghan E. Gray, Christian Wolf et al. STAGES: the Space Telescope A901/2 Galaxy Evolution Survey. Mon. Not. R. Astron. Soc. 393, 1275-1301, 2009

Luminiscencia nocturna (Airglow)

Vivimos en un planeta que está rodeado por una fina capa de gases que nos separa del espacio. La atmósfera.

Es cierto que sin atmósfera no podríamos vivir. Para llevar a cabo la mayoría de los procesos biológicos, los seres vivos, y en especial los seres humanos, necesitamos oxígeno. El oxígeno se encuentra en la atmósfera. Forma parte de su composición junto con otros gases como el nitrógeno, ozono, vapor de agua, dióxido de carbono y otros muchos gases en concentraciones menores. Sin embargo, en astronomía la atmósfera se considera un estorbo.

Por un lado la atmósfera se calienta durante el día y crea corrientes de aire. Ese aire genera inestabilidades y provoca que el paso de la luz de las estrellas a su través, en su camino hacia nuestros ojos o telescopios, titile. Ese ligero temblor que observamos en la estrella es molesto a la hora de observar, ya que hace que la estrella o el objeto en cuestión pierda definición.

La atmósfera también tiene una extensión. Tiene más de 100 km de altura, aunque la mitad de su masa – unos 5,1×1018 kg – se encuentra en los primeros 6 km de altura. Esta extensión hace que la luz que emitimos desde la tierra se disperse y genere uno de los mayores problemas con los que se encuentren los astrónomos: la contaminación lumínica.

Pero la atmósfera también nos proporciona algunos de los fenómenos nocturnos más bonitos que podemos observar. Uno de ellos, quizá el más conocido, son las auroras.

Sin embargo, existe otro fenómeno menos conocido y que, quizá por su baja intensidad y la contaminación lumínica, pocos han observado y disfrutado: la luminiscencia nocturna o airglow.

La luminiscencia nocturna hace que el cielo nunca esté completamente oscuro, aunque dependiendo de las condiciones, hay momentos en los que estará más o menos oscuro.

Durante el día, el sol calienta la atmósfera, es decir, calienta los gases que la componen. Los gases están formados por átomos y moléculas. La radiación del sol, transporta energía, en el rango de frecuencias del ultravioleta, y ésta incide sobre los átomos provocando una fotoionización. La fotoionización consiste simplemente en que un electrón del átomo recibe la energía suficiente como para que se separe del átomo, dejando el átomo ionizado. Por la noche, la radiación solar deja de incidir y los átomos ionizados y los electrones se recombinan. En la recombinación, se emite un fotón. Es decir, luz que que percibimos como luminiscencia nocturna.

La luz del sol no es la única radiación que puede generar esta ionización y posterior recombinación. La tierra está continuamente sujeta al impacto de rayos cósmicos. Los rayos cósmicos impactan contra los gases de la atmósfera e ionizan los átomos que los componen. Durante la recombinación se emite de nuevo un fotón, que contribuye a la luminiscencia nocturna.

Por último, existe otra manera de generar esta luminiscencia, por procesos químicos. Este proceso se conoce como quimioluminiscencia, en el que en ciertas reacciones químicas entre los gases de la atmósfera (por ejemplo, en la reacción del oxígeno y hidrógeno con un grupo hidroxilo) se emiten fotones de luz visible.

Los que vivimos en ciudades muy contaminadas lumínicamente no somos capaces de observar este fenómeno. Además debido a su baja intensidad, puede pasar desapercibido incluso en lugares muy poco iluminados. Una de las mejores maneras de observarlo es fotografiándolo, ya que podemos utilizar exposiciones largas para integrar la mayor cantidad de luz posible.

Si unimos cielos poco iluminados y buenas fotografías, estamos hablando de las Islas Canarias y de Daniel López (@cielodecanarias, El cielo de canarias) que además de ser un gran fotógrafo, realiza unos timelapses impresionantes, como el que pongo a continuación. La luminiscencia nocturna se puede apreciar como una luz en tonos verdes en el video. Os recomiendo que veáis el video en la oscuridad, a pantalla completa, con el volumen muy alto y ¡que lo disfrutéis!

Estrellas variables y el método de Argelander

Muchos son los que piensan que la astronomía es una ciencia apasionante pero dura. Además, muchos piensan que para conseguir resultados es necesario disponer de equipos caros: un gran telescopio, cámaras de alta resolución, espectrógrafos, etc.

Sin embargo, muy pocos son los que saben que se puede hacer astronomía de calidad y conseguir resultados útiles sin más equipamiento que tus propios ojos, algo para tomar notas y una estrella variable en el cielo.

Las estrellas variables son aquellas cuya luminosidad varía con el tiempo. Los cambios de luminosidad en una estrella se puede deber a muchas causas, como por ejemplo geométricas – dos estrellas orbitando la una a la otra y eclipsándose entre ellas – o intrínsecas – cambios físicos en la propia estrella. Una estrella variable es en la que los cambios de luminosidad se deben a los cambios físicos en su seno.

Que una estrella cambie su luminosidad con el tiempo se refleja, para nuestros propósitos en la tierra, en un cambio de magnitud aparente. La magnitud aparente no es más que el brillo de una estrella medido en la tierra. Hipparco clasificó las estrellas en diferentes magnitudes según las observaba a simple vista, asignando magnitud 1 a las más brillantes y magnitud 6 a las que estaban en el límite de la observación a simple vista. Más adelante, en 1856, Pogson estableció que una diferencia de cinco magnitudes se corresponde con una diferencia de un factor 100 en el brillo.

Sabiendo qué es la magnitud y que en las estrellas variables su brillo cambia, y por lo tanto su magnitud, podemos hablar de cómo se puede hacer astronomía, sin necesidad de gastar mucho dinero, utilizando el método de Argelander.

Argelander

Friedrich Argelander (Fuente: Wikimedia Commons)

Friedrich Argelander fue un astrónomo nacido en 1779 en la ciudad de Klaipeda, en lo que hoy es la actual Lituania. Uno de sus logros fue desarrollar un método para calcular el brillo visual de estrellas variables.

El método se basa en la comparación visual de dos estrellas. Si una estrella a la comparamos con otra estrella b y a simple vista observamos que tienen el mismo brillo, entonces las dos estrellas son igual de brillantes. En este caso podríamos anotar lo siguiente en nuestro cuaderno de observación:

ab o ba

indicando que ambas estrellas tienen igual brillo.

Si por el contrario la estrella a (o la b) es más brillante que la estrella b (o la a), tenemos que determinar cuánto más brillante es. Si nos imaginamos poniendo las dos estrellas una al lado de la otra y, entre ambas, incluimos sólo una estrella imaginaria para tener una transición de brillo entre a y b de sólo un salto de brillo, escribiríamos lo siguiente

a1b (o b1a)

Si la diferencia de brillo entre ambas estrellas es tal que podemos imaginar dos estrellas de magnitud decreciente desde a hasta b, es decir, podemos dar dos saltos de brillo, entonces escribiríamos

a2b o (b2a)

Si necesitamos tres estrellas entonces escribiríamos a3b, y así sucesivamente.

Es cierto que este método empieza a fallar, por la dificultad que tenemos para establecer diferencias de brillo a simple vista, a partir de 4 saltos. En cambio, si podemos ayudarnos de un pequeño telescopio (aunque empecemos a gastar dinero, merece la pena) podemos obtener una mejor resolución.

De esta manera, podemos comparar una estrella variable (v) con dos estrellas, una más brillante (a) y otra menos brillante (b), que se encuentren cerca de la estrella variable dentro del mismo campo de visión. Con esta comparación, podemos calcular la magnitud aparente de la estrella variable, y aunque para ello se necesite utilizar una fórmula y algo de matemáticas básicas (sumar, restar, multiplicar y dividir), como hemos sido buenos astrónomos y hemos anotado todo lo que hemos observado, no nos costará ningún trabajo calcularla. La fórmula en cuestión es la siguiente:

Mv = ma + da(mb-ma)/(da+db)

donde

  • ma es la magnitud de la estrella más brillante que la variable. Su valor lo conocemos mirando en cualquier tabla astronómica (o en internet que es más fácil)
  • mb es la magnitud de la estrella menos brillante que la variable.
  • da son los saltos de magnitud que damos para llegar a la estrella a desde la estrella variable y que hemos anotado.
  • db son los saltos de magnitud que damos para llegar a la estrella b desde la estrella variable y que también hemos anotado.

Ahora me podríais decir que, para qué vamos a calcular la magnitud de una estrella variable, si todas las variables observables a simple vista o con un telescopio ya se han observado y calculado su magnitud.
Cygnus_constellation_map

Localización de la estrella Deneb en la constelación del Cisne. Deneb es una estrella variable (Fuente: Wikimedia Commons)

Mi respuesta seria la siguiente. Por un lado, sí, tenéis razón, pero es un verdadero placer utilizar este método, sobre todo para calcular la magnitud de una estrella variable que ya haya sido medida y cuya magnitud ya ha sido medida y descubrir, al comparar los valores, que coinciden.

Mi respuesta además incluiría lo siguiente. Este método no sólo sirve para estrellas variables. Un asteroide en rotación (y todos los asteroides están en rotación) nos muestra diferentes partes de su superficie y por lo tanto cada parte refleja diferentes cantidades de luz del sol durante su rotación, en parte debido a los materiales que forman el asteroide. A efectos prácticos es parecido a una estrella variable, ya que al reflejar diferentes cantidades de luz, su brillo cambia, y por lo tanto su magnitud, a lo largo del tiempo.

Y por supuesto, ¡asteroides hay muchos y no todos han sido descubiertos!

Podríamos utilizar un pequeño telescopio para descubrir un asteroide y calcular sus variaciones de brillo con el tiempo (también conocida como curva de luz). Y lo más importante, esta tarea la llevan a cabo, a lo largo y ancho de todo el planeta, astrónomos aficionados. Y lo mejor de todo, sus resultados aparecen publicados en artículos en diferentes revistas especializadas en astronomía y son utilizados por otros astrónomos aficionados y profesionales para diferentes propósitos.

Así que si quieres, con muy poco dinero, puedes convertirte en un astrónomo aficionado y contribuir al avance de la astronomía profesional.

Referencias

Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández. Eudema Universidad/Textos de apoyo

On the observation of variable stars. Paul S. Yendell. NASA Astrophysics Data System

Obteniendo el periodo de rotación de asteroides. Amadeo Aznar, Alfonso Carreño, Gonzalo Fornas. Astronomía magazine. Nº 199. Enero 2016

El efecto Blazhko en estrellas RR Lyrae

A los ojos de cualquier persona que mire al cielo nocturno, las estrellas son esos puntitos luminosos que parecen agruparse de determinada manera para representar un objeto, animal, persona o situación: las llamadas constelaciones. Estas agrupaciones no dejan de ser ficticias y fruto de la imaginación, ya que no existe ninguna relación física entre ellas. Las estrellas están a diferentes distancias.

A los ojos de un astrónomo o astrofísico las estrellas son mucho más. Son unas esferas de gas que se mantiene agrupado gracias a la gravedad y que en su interior sufre procesos físicos y químicos fascinantes que en algunos casos han servido para fomentar la imaginación de los investigadores para trabajar en su reproducción en la tierra y conseguir que nuestra vida sea más cómoda.

Sin embargo, a pesar de lo que pudiera parecer, no todas las estrellas son iguales. Ni siquiera una estrella se parece a sí misma en diferentes etapas de su vida. Una forma muy clara de visualizar los diferentes tipos de estrellas es representándolas en un diagrama en función de su luminosidad y su clase o tipo espectral. Es el llamado diagrama Hertzsprung-Russel (H-R).

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Diagrama Hertzsprung-Russel

Además existen ciertas estrellas que tienen alguna particularidad que las distingue del resto a pesar de tener la misma clase espectral. Esto no sólo las hace distintas e interesantes, sino que en muchos casos pueden llegar a ser útiles para algunos propósitos, ya que como dijimos aquí, en astrofísica, la luz lo es todo.

Unos de estos tipos de estrellas interesantes son las RR Lyrae.

Las estrellas RR Lyrae deben su nombre a una estrella tipo conocida como RR Lira, que como su nombre indica se encuentra en la constelación de Lira.

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Posición de RR Lira en la constelación de la Lira. Se puede ver la estrella principal de la constelación (Vega) abajo a la iquierda.

Las RR Lyrae suelen ser estrellas del tipo espectral A al F y se caracterizan por tener variaciones periódicas en su radio. Estas variaciones se denominan pulsaciones radiales e implican variaciones de brillo de 0,2 a 2 magnitudes con un periodo de entre 0,2 y 1,2 días.

Estas estrellas se utilizan como indicadores de distancia ya que se encuentran, en la mayoría de las veces, en cúmulos globulares. De ahí que también se denominen variables de cúmulo. La razón por la que se utilizan como indicadores de distancia es que todas las estrellas de este tipo de un cúmulo globular están situadas en la rama horizontal del diagrama H-R, por lo que se puede determinar su magnitud absoluta a través del diagrama y sólo bastaría conocer su magnitud aparente (la que medimos en tierra) para calcular la distancia. Al ser estrellas variables pulsantes el máximo de brillo que medimos en la tierra, coincide con la máxima velocidad de la capa superficial de la estrella cuando está en expansión. Por lo tanto midiendo la curva de luz con el tiempo, podemos determinar los máximos y determinar la magnitud máxima aparente (*).

Sin embargo la información que nos proporciona la luz, a veces no es suficiente. Nos confunde, y nos plantea más preguntas que respuestas. En el caso de las estrellas RR Lyrae, el problema es el denominado efecto Blazhko.

El efecto Blazhko consiste en una modulación, generalmente irregular y de largo periodo, de las curvas de luz de un número de estrellas RR Lyrae. Cuando observamos la curva de luz de las estrellas RR Lyrae, se observan cambios en la forma y la amplitud de dicha curva con el periodo. El efecto Blazhko se produce cuando estos cambios son modulaciones periódicas de entre 20 y 200 días. No todas las estrellas RR Lyrae presentan el efecto Blazhko, pero el prototipo de estrella RR Lira, sí lo presenta, con periodo de 40,8 días.

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Curva de Luz de RR Lyra. Se obtiene un periodo de 0,5668 días y un efecto Blazhko de 40,8 días

El astrónomo ruso Sergey Nikolaevich Blazhko descubrió este efecto en 1907.

Pero, ¿por qué se produce este efecto? La verdad es que todavía no se sabe. Se ha conseguido identificar unas cuantas propiedades que tienen las estrellas que presentan este efecto, y para intentar descubrir por qué sucede, se han propuesto varias ideas/modelos que intentan describir estas propiedades. Sin embargo todos estos modelos sólo consiguen explicar dos o tres de estas propiedades simultáneamente, fallando en la descripción del resto.

Todavía no hemos conseguido descifrar la información, que nos da la luz, que recibimos de las estrellas RR Lyrae que presentan el efecto Blazhko. Es de esperar que se inicien trabajos observacionales más detallados de este tipo de estrellas.

Como en muchas ocasiones en astrofísica el descubrimiento quizá se deba a un golpe de suerte, o quizá al tesón de algún joven investigador…

(*) Para los interesados, el cálculo de la distancia, conocidas las magnitudes absoluta y aparente de un objeto, no es algo que sólo pueda calcular alguien con unos conocimientos matemáticos muy avanzados. De hecho, la fórmula para calcular la distancia es la siguiente: m – M = 5 log (d/10) donde log significa que tenemos que tomar el logaritmo de la distancia dividido entre 10.

Referencias

Variables de tipo RR Lyrae en Astrogea.org

Astrofísica. Manuel Rego, María José Fernández

Géza Kovács. The Blazhko phenomenon. arXiv:1512.05722v1 [astro-ph.SR]

Robert Buchler, Zoltán Kolláth. On the Blazhko Effect in RR Lyrae Stars. arXiv:1101.1502v1 [astro-ph.SR]

El cielo nocturno y los telescopios

Esta entrada fue publicada previamente en Hablando de Ciencia. Pulsa en la imagen para ver la versión original.

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Te pongo en situación. Eres un niño que ya tiene suficiente uso de razón pero que está acostumbrado a irse pronto a la cama. Una noche de verano, en vacaciones, tus padres te llevan a dar un paseo por un lugar con poca iluminación artificial y miras al cielo. ¿Qué piensas en ese momento?

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Telescopio William Herschel (Fuente: Wikimedia Commons)

Esta situación es más común de lo que piensas y gran parte de los niños (¡y adultos!) que miran al cielo nocturno suelen quedarse tan ensimismados y empequeñecidos con lo que ven que muchos se plantean conseguir medios más avanzados para observar el cielo.

En muchos casos, la observación del cielo a simple vista suele bastar. Otros pueden utilizar medios más rudimentarios para hacer observación semiprofesional, como es el caso de Peter Collins, que ha descubierto varias novas escudriñando regularmente el cielo con unos meros prismáticos.

Sin embargo, desde que el holandés Hans Lipperhey presentara, en 1608, en los Estados Generales de la Haya la patente del primer tubo con una lente convergente en el objetivo y una divergente en el ocular, los telescopios se han constituido como la herramienta principal para observar el cielo. Fue, de hecho, Galileo quien lo dio a conocer a todo el público como instrumento para la observación astronómica en 1610 tras observar las manchas del Sol o las principales lunas de Júpiter.

Adquirir un telescopio para observar el cielo nocturno depende de varios factores del propio observador como son qué quiere hacer con él, las condiciones en las que va a observar y cuánto dinero se quiere gastar. En este artículo vamos a hablar de las clases de telescopios que existen, en función de su óptica, sin entrar en detalle en las necesidades de cada persona. También nos centraremos en los telescopios ópticos, dejando de lado los que utilizan otras longitudes de onda, como son los radiotelescopios

Principalmente existen tres clases de telescopios ópticos:

  • Refractores
  • Reflectores de Newton
  • Reflectores de Cassegrain
Óptica de telescopios

Óptica de los diferentes tipos de telescopios

Telescopios refractores

Los telescopios refractores más simples tienen, como elemento óptico, una lentes en el objetivo que enfoca la luz procedente de los objetos astronómicos en un ocular. Estas lentes tienen la mala costumbre de presentar aberración cromática, por lo que se han tenido que idear distintos tipos de refractores que reduzcan o eliminen dicha aberración. Esto se ha conseguido incrementando y mejorando la calidad del número de lentes en el objetivo.

Los primeros son los telescopios refractores acromáticos. Disponen de dos lentes en el objetivo. A pesar de eliminar la aberración cromática en gran parte, todavía sufren de un cierto grado de aberración. Tienen la ventaja de que son los más simples y baratos.

Los telescopios refractores ED (del inglés Extra-low dispersión) son similares a los acromáticos en cuanto al número de lentes, pero el vidrio que forma la lente tiene una mayor calidad. De hecho, esta calidad hace que se elimine, prácticamente en su totalidad, la aberración cromática.

Por último tenemos los telescopios refractores apocromáticos que, a diferencia de los anteriores cuentan con tres lentes en el objetivo y generan imágenes totalmente ausentes de aberración cromática.

Un parámetro muy importante a tener en cuenta a la hora de comprar un telescopio (refractor o reflector) es la relación focal del mismo. La relación focal nos indica la cantidad de luz que vamos a conseguir en el ocular. Esto es similar a lo que ocurre en las cámaras de fotos digitales. Cuando seleccionamos una relación focal grande conseguimos imágenes poco luminosas. Cuando la relación focal es pequeña, las imágenes son más luminosas. En un telescopio la relación focal, es la relación entre el diámetro del tubo, o apertura, y la distancia focal de la óptica (lugar donde se forma la imagen desde que entra en el objetivo).

Estos telescopios, sobre todo los apocromáticos de mayor calidad óptica, son muy buenos para la observación visual y para la astrofotografía. Además el rango de seeing, o visibilidad astronómica, que soportan es muy amplio y pueden mostrar buenas imágenes aunque el cielo no esté en las condiciones más optimas.

El mantenimiento de estos telescopios suele ser muy bueno y no es necesario colimarlos de manera recurrente, siempre y cuando la colimación en el momento de comprarlos sea buena.

Telescopios reflectores de Newton

Estos telescopios no usan lentes, sino espejos para enfocar y dirigir el haz hacia el ocular.

Una vez la luz ha entrado en el tubo, se refleja en un espejo cóncavo que se encuentra en la base del telescopio. La luz reflejada se dirige a un espejo secundario plano que la refleja y la redirige hacia el ocular.

Los reflectores de Newton suelen ser muy luminosos ya que utilizan relaciones focales pequeñas, además de soportar aperturas grandes en el objetivo. La apertura ayuda mucho para conseguir una gran resolución. A mayor resolución, mayor capacidad de distinguir detalles en el objeto astronómico que estemos observando. Por ejemplo, se pueden distinguir sistemas estelares múltiples con más facilidad que con un telescopio de apertura más pequeña como puede ser un refractor acromático de 100 mm.

Es por tanto, una de las configuraciones ópticas más rentables ya que proporcionan luminosidad para observar en visual y en astrofotografía. Esto quiere decir que son muy polivalentes en cuanto al tipo de observación: espacio profundo, planetaria, lunar, etc.

Sin embargo, la gran apertura que poseen hace que estos telescopios sean muy exigentes en cuanto al seeing, es decir, una condiciones de seeing que serian aceptables para un refractor, van a generar una mala calidad en la imagen.

Además, estos telescopios suelen descolimarse con facilidad por lo que hay que colimarlos antes de cada sesión de observación.

Son, con diferencia, los más complicados de utilizar por el motivo de que son muy voluminosos. Esto hace que sean inestables, sobre todo en condiciones de viento o de inestabilidad del terreno. Si además se les añaden mecánicos como cámaras fotográficas perderán fácilmente la estabilidad.

Este problema se soluciona con una buena montura para el telescopio (también es importante en el caso de los refractores), sobre todo si el tubo es muy largo.

También suelen ser incómodos a la hora de observar debido a la posición del ocular a lo largo del tubo. Esta posición hace que la observación de objetos en el cénit se complique.

Telescopios reflectores de Cassegrain

Al igual que los reflectores de Newton, también usa un sistema de espejos para capturar y dirigir la luz al ocular, pero el espejo secundario es un espejo hiperbólico en lugar de un espejo plano, que redirige la luz hacia la base del telescopio, donde se encuentra el espejo cóncavo, que cuenta con una abertura donde se encuentra el ocular.

En este caso, lo tubos son mucho más cortos y compactos debido al esquema óptico. El hecho de que los tubos sean más cortos, resta algo de importancia al tipo de montura que se utilice.

El ocular está situado en la misma zona que los refractores, en la base, por lo que son muy cómodos para observar.

Tienen una relación focal muy grande, debido a su gran apertura, por lo que mejoran la resolución en la observación del Sol, la Luna o los planetas, así como de zonas concretas de objetos más extensos como la galaxia de Andrómeda.

Esta relación focal grande ayuda a que los reflectores de Cassegrain sean buenos para la astrofotografía. Además, los tubos se pueden diseñar para aplicaciones específicas, como por ejemplo los de astrofotografía de cielo profundo, pero hay que tener en cuenta que, en este caso, no servirían para realizar observaciones visuales.

En cualquier caso, si eliges un tipo de telescopio u otro y tienes pensado observar el Sol, NUNCA, bajo ningún concepto lo OBSERVES DIRECTAMENTE si no quieres perder la vista. Utiliza siempre filtros adecuados para ello (nada de radiografías) o proyecta la imagen del ocular en una pared.

Referencias

La gaceta sideral. Galileo Galilei. Colección Historia de la ciencia. Alianza Editorial

Observar el cielo. David H. Levi. Editorial Planeta

Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández. Eudemauniversidad/Textos de Apoyo.

Podcast Astronomía, observación del Cosmos: Familias de telescopios con Jon Teus. Programa 123. La Fábrica de la Ciencia.

La masa de las galaxias

En cualquier situación de la vida cotidiana, cuando queremos saber el peso de algún objeto (entendido como la fuerza con la que la masa del objeto es atraída por la tierra) lo tenemos bastante fácil: cogemos una balanza o báscula y lo pesamos. Cuando hablamos de una estrella, una nebulosa o una galaxia, las cosas son bastante diferentes. Los astrofísicos pueden llegar a conocer muchas cualidades de un objeto, pero en realidad sólo pueden medir una cosa, algo tan importante que la ONU ha establecido que el año 2015 sea su año internacional: la luz que emite. Cuando hablamos de luz, no hay que olvidar que se trata de luz en todas las longitudes de onda, es decir, su radiación electromagnética.

Pero, ¿cómo podemos conocer la masa simplemente a través de la luz que recibimos?

La clave está en Newton y, por lo tanto, en la gravedad. Newton dedujo que la fuerza con la que se atraían dos cuerpos es proporcional a la masa de los cuerpos e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. La magnitud de esta fuerza se determina de la siguiente manera:

F = G Mm/r2

Donde G es la constante de gravitación universal que tiene un valor determinado y es único en todo el universo, M y m son las masas de los cuerpos y r la distancia que los separa. No hay que olvidar que la fuerza es una magnitud vectorial, es decir tiene una dirección, que en este caso está dirigida desde la masa M a la m.

Además, se demostró que un cuerpo que gira alrededor de otro está siempre cayendo hacia el segundo de manera que la dirección de su velocidad está cambiando permanentemente, es decir está acelerando. En una trayectoria circular, esta aceleración es proporcional al cuadrado de la velocidad e inversamente proporcional al radio de la circunferencia. Se conoce como aceleración centrípeta:

ac = v2/r

aquí también, la aceleración es una magnitud vectorial que tiene una dirección.

Por otro lado la segunda ley de Newton que todos conocemos dice que el valor de la fuerza que experimenta un cuerpo de masa m es proporcional a la aceleración que sufre

F = ma

Por lo tanto, para un cuerpo de masa m orbitando (girando) alrededor de otro de masa M, con una velocidad v, tenemos que la velocidad tiene un valor dado por:

v = (GM/r)1/2

y la masa del cuerpo, en torno al cual orbita, se obtiene despejándola de la ecuación anterior.

M = v2r/G

Henry Cavendish calculó el valor de G y es un valor fijo en la ecuación.

Por lo tanto si queremos calcular la masa de un objeto de masa M, alrededor del cual gira otro objeto de masa m, lo único que tenemos que hacer es medir la distancia del objeto m y su velocidad, independientemente del la masa m de ese objeto.

Pongamos que queremos medir la masa del Sol. Entonces, sólo necesitamos conocer la distancia de la tierra al Sol y la velocidad a la que gira alrededor. De esta manera, no necesitamos ir al Sol con una balanza para pesarlo. También podemos utilizar otros planetas para poder medirlo.

Sin embargo, Kepler demostró que las órbitas de los planetas no son circulares sino elípticas estando el Sol en uno de los focos de la elipse. En este caso, la aproximación de órbita circular proporciona un error que será más grande cuanto mayor sea la diferencia de órbita circular a órbita elíptica del planeta.

Este hecho que podría parecer importante para calcular masa de objetos muy grandes, no lo es tanto cuando promediamos, es decir consideramos las órbitas de multitud de objetos pequeños de masa m orbitando alrededor de otro cuya masa M queremos calcular, como es el caso de estrellas girando en el seno de una galaxia. Pero entonces surge otro problema…

Con los medios de observación actuales, los telescopios, es muy difícil observar estrellas individuales, es decir, no podemos detectar la luz que emite cada estrella de manera individual, sino que la mayor parte de las veces sólo podemos medir la luz que emite cada zona o región concreta de la galaxia. Al no poder medir la luz de cada estrella, no podemos medir sus velocidades individuales. Por otro lado, las estrellas, aunque realmente se mueven muy deprisa (movimiento propio), debido a su lejanía parece que están quietas en su posición eternamente.

¿Significa eso que nunca podremos saber la masa de una galaxia? Para nada. Gracias al efecto Doppler podemos capturar la luz de las distintas zonas de la galaxia (desde el centro de la galaxia hacia fuera y viceversa) hacerla pasar por un espectroscopio y determinar el desplazamiento de las líneas espectrales hacia el rojo o hacia el azul dependiendo de si esa zona se está alejando de nosotros o acercándose. Esto se debe a que si algo está girando habrá zonas que se estén alejando de nosotros mientras que habrá otras que se estén acercando. El efecto Doppler tiene la particularidad que está relacionado con la velocidad. Las líneas espectrales de las galaxias que estén más desplazadas al rojo o al azul se estarán alejando de nosotros o acercando a mayor velocidad.

En resumen, si medimos la velocidad, a través del efecto Doppler, de una zona de una galaxia y medimos también la distancia de esa zona al centro de la galaxia, utilizando la ecuación anterior, podremos determinar la masa de la galaxia que se encuentra en la parte interior de la zona que estemos observando. En el caso de que observemos la zona más externa de la galaxia, podremos determinar la masa total de la misma.

Este método, que puede parecer simple, ha dado grandes resultados en la investigación astrofísica y llevó a uno de los más grandes descubrimientos de la historia de la astrofísica: la materia oscura.

Vera Rubin y Kent Ford estaban midiendo la distribución de velocidades de las diferentes partes de la galaxia de Andrómeda (regiones de emisión) y por lo tanto, la distribución de la masa de la galaxia. Se tenía la idea de que a distancias cortas del centro de la galaxia, teniendo en cuenta la ecuación anterior, la velocidad debía de ser mayor en el centro ya que la distancia es menor, que en la periferia. Sin embargo, Rubin y Ford obtuvieron unas distribuciones interesantes. Según se alejaban del centro de la galaxia, las velocidades no se anulaban sino que, incluso a grandes distancias, la distribución de velocidades se mantenía constante, es decir, a pesar de que no hubiera materia que contribuyera a la masa de la galaxia, la velocidad se mantenía. Por lo tanto llegaron a la conclusión de que debía de existir un tipo de materia, que se llamó oscura, que no emitía luz, es decir, era un tipo de materia no ordinaria que sólo interactuaba de manera gravitatoria.

Diapositiva1

Zonas de emisión consideradas por Rubin y Frank para medir la distribución de velocidades en M31 (izquierda). Distribución de velocidades medida para esos puntos (derecha). (Fuente: Rubin y Ford)

Este fue un gran descubrimiento que se ha confirmado en varias ocasiones desde entonces, aunque todavía no se haya detectado la materia oscura directamente.

En cualquier caso, el ejemplo del cálculo de las masas en astrofísica, al igual que otros muchos como el de las distancias o cualquier otro parámetro, pone de manifiesto la importancia del conocimiento de la luz a la hora de conocer nuestro universo.

Referencias

Vera C. Rubin, W. Kent Ford, Jr. Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions.

Alberto Casas. La materia Oscura. RBA

Cómo encontrar vida en otros planetas

La búsqueda de vida fuera de nuestro planeta siempre ha fascinado a la humanidad, quizá por el hecho de que, dada la inmensidad del universo, no nos creamos que nosotros seamos la única forma de vida que existe y, mucho menos, la única forma de vida inteligente.

Desde que en 1959 se pusiera en marcha el proyecto SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence) para investigar posibles señales de radio emitidas por vida inteligente en otros lugares de nuestra galaxia y del universo, usando radiotelescopios, aparte de la señal WOW! que todavía está por analizar, no hemos conseguido encontrar vida más allá de la tierra.

Sin embargo, la vida puede tomar muchas formas, desde simples bacterias hasta civilizaciones avanzadas capaces de desarrollar tecnología e incluso auto destruirse.

En los últimos años hemos detectado muchos planetas, algunos de los cuales son similares a la tierra, que podrían por tanto albergar vida, y otros cuyas condiciones son desfavorables para ello. Las condiciones para albergar vida son muy variadas y dependen de factores como el tipo de estrella, cuando se formó, el lugar que ocupa en una determinada galaxia y muchos otros factores físicos y químicos que no vamos a tratar aquí por ahora.

Estos planetas están a distancias enormes, por lo que viajar hasta ellos para estudiar su composición y comprobar in situ la existencia de vida es imposible con las limitaciones tecnológicas que tenemos.

En cualquier caso, si podemos obtener medidas de la atmósfera de un planeta a través de los instrumentos de los que disponemos (telescopios en la tierra y en órbita con los equipos adecuados para analizar la luz que nos llega), podríamos llegar a establecer la posible existencia de algún tipo de vida en esos planetas.

Kepler-186f

Impresión artística de planeta Kepler-186f (Fuente: Microsiervos)

La atmósfera de un planeta está muy ligada a la vida. Pensemos por ejemplo en la evolución de la atmósfera en la tierra.

La tierra se formó de forma paralela al Sol. Los átomos y moléculas que formaban el disco protoplanetario alrededor del Sol se unían colisionando unos con otros. A medida que se formaban estructuras mayores, la gravedad aumentaba por lo que más átomos y moléculas se agrupaban para seguir creciendo. Algunas moléculas, como las de los gases, no llegaban a formar parte de la superficie del protoplaneta pero quedaban atrapadas por la fuerza de la gravedad formando una tenue atmósfera.

Cuando el Sol completó su formación y empezó a fusionar el hidrógeno en su núcleo, la energía emitida creó una onda de choque en el espacio que hizo que esa atmósfera primitiva saliera despedida y las moléculas que la formaban se dispersaran por el espacio. En este punto, la tierra ya estaba formada y por lo tanto existían reacciones químicas en su interior cuyo resultado es la formación de moléculas gaseosas. También, debido al calor interno de la tierra, se formaron volcanes que emitían gases al exterior. Estos gases quedaban atrapados por la gravedad alrededor de la tierra, dando lugar a una segunda atmósfera. Muchas de estas moléculas forman parte de estructuras biológicas, por lo que si se dan las condiciones físicas y químicas adecuadas (como es obvio que se dieron la tierra), puede surgir la vida.

Pero la vida también modifica la composición de la atmósfera. Por ejemplo, esta segunda atmósfera no contendría oxígeno, sino que fueron los microorganismos primitivos que se formaron los empezaron a realizar la fotosíntesis y a generar el oxígeno que respiramos hoy en día. Otro ejemplo es, en una civilización avanzada como la nuestra, la emisión de gases de efecto invernadero a través de actividades industriales.

Por lo tanto, si conseguimos observar la atmósfera de un planeta y determinamos que la atmósfera está en el equilibrio químico, será una primera prueba de que ese planeta no contiene vida ya que, como observamos en la tierra, las concentraciones de los gases no se corresponden con las de equilibrio químico. Al contrario, si no medimos ese equilibrio químico podríamos llegar demostrar la posibilidad de que en ese planeta haya vida.

Con la ayuda de la ciencia podemos satisfacer nuestra curiosidad por determinar si estamos solos en el universo.

Y puede que algún día desarrollemos la tecnología necesaria para vencer las limitaciones que tenemos e ir a visitar a nuestros vecinos…

Referencias

Materia y materialismo. David Jou. Ediciones de Pasado y Presente. 2015