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¿Cómo se estudia un proceso que no se ve por telescopio óptico?¿Cómo nace una estrella?¿Cómo entendemos la radioastronomía?¿Qué es el smog cósmico? En este episodio de Astronomía y algo más converso con la astrónoma Mónica Rubio sobre el fundamental proceso de formación estelar para todo lo que conocemos en el Universo. Invitada: Mónica Rubio

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Durante la Conversación

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Como ya debes saber, la astronomía es una ciencia de observación, todo lo que hace un astrónomo es mirar el universo utilizando instrumentos y lo que se observa es luz, pues bien, esa luz que después de viajar cientos o miles de años luz llega hasta nosotros, contiene toda la información que necesitamos para conocer la composición química de una estrella. Por lo tanto comenzaremos este artículo hablando un poco sobre la luz y su espectro.

 El espectro de la Luz

Definición de la longitud de onda.

Como definición la luz es una onda electromagnética, no entraré en detalles ahora sobre qué significa eso, pero como onda posee lo que se llama longitud de onda, que es la distancia entre dos valles o dos crestas, como se muestra en la figura. Cada longitud de onda representa un color, de hecho el espectro electromagnético es muchísimo más amplio que lo percibido por nuestros ojos. Consideremos que la llamada luz visible va desde los 400 a los 700 nanómetros (nm). un manómetro es una fracción muy pequeña de una metro, un nanómetro equivale a 0,000000001 metros, es muy muy chica. Con esto en mente veamos una de las frases más erróneas de la historia de la filosofía, dicha por Auguste Comte en 1835 refiriéndose a las estrellas:

“Podremos determinar sus formas, sus distancias, su tamaño, sus movimientos, pero nunca podremos saber acerca de su estructura química ni mineralógica.”

 Historia de las líneas espectrales

Sin embargo, al poco tiempo de dicha esta frase, un óptico alemán, Joseph Fraunhofer, había utilizado un método para determinar la composición química de objetos a partir de su luz. La idea es simple, si uno pasa luz a través de un prisma, ésta se divide en los colores, y cada color posee una longitud de onda respectiva, generando lo que se conoce como espectro de la luz. Dependiendo de qué está produciendo la luz, o absorbiendo luz, se puede determinar qué elemento produce esa absorción. Por ejemplo, Fraunhofer puso una vela (emisor de luz) y delante de la vela puso sal, entonces, al pasar la luz a través de un prisma se dio cuenta que no se producía un “arcoiris” continuo, había una línea negra! Fraunhofer se dio cuenta que esa línea negra se debe a que la sal absorbe justo esta longitud de onda. Entonces Fraunhofer muy empecinado, comenzó a colocar diferentes elementos delante de la luz para conocer dónde se generan esas líneas negra, para cada elemento. Hoy las líneas negras se conocer como líneas de absorción. Ahora bien, qué sucede si a la vela le rociamos algunos granitos de sal? el óptico alemán también hizo aquello dándose cuenta que se producía una línea de color más intenso en el mismo lugar donde antes estaba la línea de absorción, y éstas se conocen como líneas de emisión.

 Composición química de una estrella

Es así cómo se ven los espectros de varias estrellas, con líneas de absorción y líneas de emisión. De esta forma se determina la composición química de una estrella

Después de todo lo anterior, qué crees que sucede si tomamos la luz del sol y la hacemos pasar por un prisma? Exacto! vemos líneas de absorción y de emisión, y si las comparamos con las líneas generadas en un laboratorio podemos conocer la composición química del Sol. De hecho Fraunhofer se dio cuenta de aquello, y cuando miró el sol vio las mismas líneas negras que producía la sal. Desde este momento en adelante se comenzaron a medir otras líneas en sol mediante la utilización de instrumentos de medición más sofisticados, llamados espectroscopios. Por lo tanto, cada elemento posee una identificación exacta en el espectro de la luz, algo así como una huella digital. Por lo tanto, midiendo elementos en laboratorio, y observando el espectro de las estrellas, una a una, podemos conocer de qué están hechas. Yo encuentro esto completamente fascinante, no te parece?

Espectroscopio

Ahora, esto nos lleva a un punto muy importante, por lo general la gente cree que un astrónomo está toda la noche mirando por un telescopio, y esto es completamente falso. Hoy se utilizan cámaras especiales llamadas CCDs, que son sensores similares a los que usa la cámara de tu celular, y toman fotografías. Sin embargo las fotos que toman no son directas, siempre pasan antes por un instrumento, y uno de los instrumentos más utilizados es un espectroscopio, y cada día son más sofisticados. En la práctica un espectroscopio no posee un prisma, sino que posee una red de difracción, similar a lo que es la parte de atrás de un CD (compact disc), esa que produce todos los colores. En efecto, tu mismo puedes construir un espectroscopio casero con un CD viejo, bueno, ahora todos los CDs son viejos. Aquí te dejo un enlace por si te animas a hacerlo y comenzar a ver el espectro de las ampolletas, linternas, la tele o el mismo sol, y por qué no, el espectro de las estrellas.

http://www.redalyc.org/articulo.oa?id=92013010014

Bibliografía.

Carroll, B. y Ostile, D. “An introduction to Modern Astrophysics”. Addison-Wesley Publishing Company, Inc. USA, 1996.

Paraleje estelar

Movimiento aparente de las estrellas más cercanas debido a la traslación de la Tierra, produciendo el paralaje estelar.

El método más preciso para medir la distancia a las estrellas se llama paralaje estelar, y no es más que un resultado trigonométrico muy preciso. Para entender el paralaje quiero que hagas un pequeño experimento. Alza tu pulgar delante de ti y míralo con un solo ojo, ahora cambia de ojo y verás como tu pulgar se mueve con respecto al fondo, eso es debido a la distancia que hay entre tus ojos. De hecho esta distancia es la que permite que distingamos profundidad y es usado en el cine cuando vemos películas en 3D. Pero bueno, volviendo a nuestro tema, si nos paramos en un lugar de nuestro planeta y miramos por ejemplo los planetas, y al mismo tiempo otra persona en un lugar lejano hace lo mismo, veremos que parece que hay un pequeño desfase en la posición del planeta con respecto a las estrellas de fondo. Pero para medir las distancias a las estrellas tenemos que considerar que la Tierra gira en torno al sol, y este movimiento debiese generar que las estrellas más cercanas se muevan con respecto a las más lejanas, al igual que tu pulgar. Entonces, si logramos medir el ángulo de movimiento de la estrella cercana con dos mediciones separadas 6 meses, y conociendo la distancia al Sol, podemos, por simple trigonometría, medir la distancia a esa estrella. En la práctica si calculamos la tangente del ángulo obtenemos la distancia de Sol a la estrella, que es lo que necesitamos porque el Sol es el gobernante de nuestro sistema Solar.

Parsec

Ahora bien, para hacer las cosas aún más fáciles, consideremos que la distancia al Sol equivale a 1 Unidad Astronómica (UA), es una definición, podemos usar el número que queramos, porque por ejemplo el kilómetro también es arbitrario, por lo que da lo mismo decir 150 millones de kilómetro, 8 minutos luz o 1 Unidad Astronómica. Por otro lado el cielo lo dividimos en 360 grados, un grado contiene 60 minutos y un minuto contiene 60 segundos, y como estamos midiendo grados en una esfera imaginaria hablamos de minutos o segundos de arco. Ahora pongamos todo lo descrito anteriormente en práctica. Si medimos que una estrella se movió un segundo de arco durante los 6 meses, y haciendo algo de matemática que obviaré aquí porque además incluye radianes que es otra forma de medir ángulos, nos queda que la distancia a la estrella es 1 UA dividido en 1 segundo de arco, y dividir por 1 es muy fácil!!! En consecuencia hemos creado una nueva unidad que se llama parsec (paralax second). Un parsec es la distancia de una estrella que tiene un paralaje de un segundo de arco. Haciendo matemática llegamos a que un parsec equivale a 3,262 años luz. Y bueno, la estrella más cercana al sistema solar es Alpha Centauri, y de aquel sistema triple la más cercana es próxima Centauri, que posee claramente un paralaje menor a un segundo de arco, en efecto su paralaje es 0,77 segundos de arco, o como se denota 0,77’’. Que equivale a unos 4 años luz de distancia.

Primer Paralaje Estelar

Pintura del año 1839 de Bessel, quien un año antes midiera el primer paralaje estelar de la historia de la astronomía.

Durante siglos se consideró que la Tierra era el centro del Universo, y esto porque no se observaba paralaje estelar, es decir, si la Tierra orbita al Sol necesariamente debe haber paralaje estelar. Sin embargo como vimos anteriormente el paralaje de la estrella más cercana es muy pequeño, de hecho las turbulencias atmosféricas son mayores que el paraje, por lo tanto fue un gran logro cuando Friedrich Wilhelm Bessel logró medir el primer paralaje estelar en 1838, usando la estrella 61 Cygni, con un paralaje de 0,316”. Claramente Bessel tuvo que realizar muchos intentos, varios fallidos. Y si se hubiese demorado un poco más no sería el primero en medir paralaje y demostrar que la Tierra gira en torno al Sol ni calcular la primera distancia a una estrella, ya que otros dos astrónomos estaban empecinados en lo mismo, Friedrich Wilhelm Struve y Thomas Henderson, ambos publicaron paralaje con tan solo un año de diferencia con Bessel. Sin embargo de los tres, Bessel fue el que estuvo más cerca del valor que se considera hoy para la estrella medida.

Límite del Paralaje estelar

Hoy se obtienen paralajes muy certeros con la utilización de un satélite, para no tener distorsión de la Tierra. Sin embargo el paralaje más pequeño que se puede medir es de 0,001”, lo que corresponde a 1.000 parsec de distancia, o bien 3.262 años luz. Esto es muy cerca en términos astronómicos, cómo entonces sabemos la distancia a las estrellas lejanas? al centro de nuestra galaxia? hacia otras galaxias? a los quasars? Las respuestas quedarán para artículos siguientes. Por ahora, si quiers profundizar más, te dejo con un artículo acerca del Tamaño de nuestro Universo. O si quieres más info acerca del paralaje estelar puedes visitar este artículo de Wikipedia.

Viaje por las estrellas más cercanas

Aquí hay un video compilado por la ESO (European Southern Observatories), bien interesante.

Bibliografía Sugerida.

Carroll, B. y Ostile, D. “An introduction to Modern Astrophysics”. Addison-Wesley Publishing Company, Inc. USA, 1996. pp64-65.

Berry, A. “A Short History of Astronomy”, Dover, N. York, 1961.

Las estrellas no son eternas, nacen, viven y mueren; aunque el tiempo de vida no tiene comparación alguna al nuestro, estamos hablando de miles de millones de años. Las estrellas nacen de unos lugares que se llaman nebulosas, que son conglomerados de gas y polvo, principalmente hidrógeno que ocupan mucho espacio, alrededor de decenas de años luz de diámetro. Cuando este gas y polvo comienza a colapsar por efecto de la gravedad se comienza a formar un grumo en el centro, al igual que cuando revolvemos una taza de café. Pues bien, después de alrededor de 10 millones de años, se ha acumulado tanto material en el centro, que la temperatura en el centro, debido a la presión, aumenta tanto que comienza un proceso que se llama fusión nuclear, se transforma hidrógeno en helio que es el combustible básico de una estrella. Cuando esto ocurre ya podemos hablar que se ha formado una estrella.

Pues bien, las primeras estrellas que se formaron en el universo poseían solamente hidrógeno, y un poquito de helio, nada más. Y si miramos alrededor nuestro vemos oxígeno, hierro, calcio, etc. Cómo se formaron esos elementos? Pues bien, la creación de nuevos elementos ocurre al interior de una estrella. Durante cientos o miles de millones de años una estrella transforma en su interior hidrógeno en helio, pero en algún momento este hidrógeno en el núcleo que acaba, y aquí comienza la estrella a morir, pero su agonía dura millones de años.

Una vez que se acaba el hidrógeno, la estrella comienza a sintetizar helio en berilio, y así sucesivamente, va agotando un elemento en su interior, y va creando nuevos elementos. Claro, cada paso es menos eficiente que el anterior y la estrella pierde su equilibrio por lo que comienza a crecer transformándose en gigante roja, mientras su núcleo se encoje cada vez más. No quiero entrar en detalles pero el proceso no es tan inmediato, porque el núcleo de una estrella en sus fases finales de vida es como una cebolla, con cáscaras que transforman un elemento en otro, a veces se producen explosiones en algunas capas, las estrellas se vuelven variables, en fin, es un proceso muy complejo y único en cada estrella.

En el caso del sol, en unos 4.500 millones de años más, tendremos una gigante roja que en principio debiera sobrepasar la órbita de la Tierra, pero nuestra querida estrella no posee la masa suficiente para encender al carbono y continuar la síntesis de nuevos elementos, por lo que nuestro sol formará una estrella llamada enana blanca. Este tipo de estrellas no nos interesa para descubrir por qué somos polvo de estrellas.

Remanente de una supernova ocurrida el año 1054, observada por los chinos, aquí vemos polvo de estrellas.

Lo que necesitamos es una estrella de al menos 5 veces la masa del Sol, o más, porque ellas si quemarán el carbono en elementos más pesados hasta que se llegue al límite de los elementos que liberan energía al ser fusionados, me refiero el Hierro (no confundir con fierro que es solamente una aleación). Una vez que esta estrella, que vivió por muchísimo tiempo, llega a tener un núcleo de Hierro, sucede algo fenomenal, este Hierro de desintegra debido a la intensa gravedad, la estrella al no tener sustento implosiona y luego explota fuertemente en una explosión que brillará como cientos de milles de millones de estrellas todas juntas por un par de semanas. Esta explosión se llama supernova, y para ser exactos, supernova tipo II (dos romano). Debido a esta fuerte explosión se generan los elementos más pesados que el Hierro, como el oro, cobre, mercurio, plata y elementos menos conocidos como el wolframio, berkelio o estroncio.

Todos los elementos creados al interior de la estrella, más los sintetizados durante la supernova nos repartidos al espacio, formando una nueva nebulosa, con polvo de estrellas. De esta nube, luego de millones de años se formará una nueva estrella, que contendrá los elementos creados en la estrella muerta, y alrededor de esta nueva estrella se formarán planetas, como el nuestro. Es así como se creó el sistema solar hace 4.500 millones de años, a partir del remanente de una supernova, y es por eso que podemos afirmar que somos polvo de estrellas, porque nuestros átomos estuvieron al interior de una estrella, los elementos que nos crean fueron creados en una estrella, y tal vez, en miles de millones de años más pasemos a formar parte de una nebulosa, y así el ciclo estelar continúa, lástima que no conoceremos a los seres que se creen a partir de nuestros átomos.

Más información acerca de la Evolución Estelar: Wikipedia