Página principal

Las nebulosas planetarias, maravillas en el cielo Silvia Torres y Julieta Fierro Dedicatoria (Silvia)


Descargar 361.21 Kb.
Página1/8
Fecha de conversión18.07.2016
Tamaño361.21 Kb.
  1   2   3   4   5   6   7   8


Las nebulosas planetarias, maravillas en el cielo

Silvia Torres y Julieta Fierro




Dedicatoria (Silvia) A mis hijos Antonio y Mariana por todo lo que me han enseñado

Dedicatoria (Julieta) A mi hermano Héctor quien me hizo ver la luz de la música

Agradecimientos A Luis Felipe Rodríguez por la lectura cuidadosa y sugerencias sobre esta obra


Índice
I. INTRODUCCION

I.1. Las constelaciones y el catálogo de Messier

I.2. William y Carolina Herschel

I.3. Urano

I.4. Los asteroides

I.5. El descubrimiento de las nebulosas planetarias

I.6. John Herschel
II. TELESCOPIOS Y RADIACION

II.1. La pupila y el telescopio

II.2. El telescopio de Galileo

II.3. El telescopio de Newton

II.4. La radiación electromagnética

II.5. Más sobre la radiación

II.6. Telescopios modernos
III. LAS ESTRELLAS Y OTROS TEMAS

III.1. La escala de magnitudes

III.2. Los colores de las estrellas

III.3. La fuerza de gravedad

III.4. Las masas de las estrellas

III.5. Distancias

III.5a. El radar

III.5b. La paralaje

III.5c. La paralaje espectroscópica

III.5d. Las estrellas variables

III.5e. Otros métodos

III.6. Espectros

III.7. El efecto Doppler y la velocidad

III.8. El diagrama HR

III.9. La materia entre las estrellas

III.9.a. El gas

III.9.b El polvo

III.10. La Galaxia

III.11. ¿De qué están hechas las estrellas?

IV. DENTRO DE LAS ESTRELLAS

IV.1. El Sol, la estrella de la vida

IV.1.a. El transporte de calor en el interior del Sol

IV.1.b. Las reacciones termonucleares

IV.1.c. La superficie del sol

IV.2. La formación de las estrellas

IV.3. Las estrellas enanas rojas

IV.4. Las estrellas azules

IV.5. La masa determina la vida de las estrellas

IV.6. Las estrellas reciclan el gas

IV.7. Somos polvo de estrellas


V. AL FIN, LAS NEBULOSAS PLANETARIAS

V.1. Las gigantes rojas

V.2. Una estrella pulsante para terminar

V.3. Envolventes -- El momento clave

V.4. La combinación perfecta

V.5. Expansión de la envolvente

V.6. El tamaño de las nebulosas

V.7. Las nebulosas brillan

V.8. La composición de los gases

V.9. Formas extraordinarias

V.9. a. Formas esféricas

V.9. b. Formas elípticas

V.9. c. Formas bipolares

V.9. d. Formas multipolares y simétricas alrededor del centro

V.10. Expulsiones múltiples y ondas de choque

V.11.a. Ondas de choque

V.11. Granitos de arena

V.12. Regresando a la estrella central

V.12.a. La evolución de la estrella en el Diagrama H-R

V.13. Tiempo de vida

V.14. Muchas estrellas tienen pareja

V.14.a. Estrellas binarias-cercanas

V.14.b. Intercambio de masa

V.15. Futuro de la Tierra y del resto de los planetas

V.16. Buscando nebulosas planetarias

V.17. Distancias y tamaños

V.18. Su lugar en el espacio

V.19. Nebulosas planetarias en otras galaxias

V.20. Nombres
VI. LAS APORTACIONES MEXICANAS

VI. 1. Descubrimientos

VI. 2. Las observaciones

VI. 3. Nebulosas planetarias en luz ultravioleta y en rayos X

VI. 4 Nebulosas planetarias en luz infrarroja

VI. 5. Nebulosas planetarias en radio frecuencias

VI. 6. Modelos matemáticos

VI. 7. Más de lo hecho en México

VI. 8. Para terminar
Glosario

Pies de figura



I.INTRODUCCION
Los astros son espectaculares, un ejemplo notable son las nebulosas planetarias, en las que anillos y lóbulos de gas brillante alrededor de una estrella de color azul o blanco. Con un telescopio modesto se pueden observar y aparecen como discos verdes.

Las nebulosas planetarias son las etapas finales de la evolución de las estrellas similares al Sol, es decir nos hablan del futuro de nuestra estrella. El ser humano busca respuestas a preguntas fundamentales; queremos tener certeza de hacia donde vamos. En este libro aprenderás lo que le sucederá al mundo dentro de cinco mil millones de años.

Este volumen se refiere a los objetos celestes, también trata sobre las maneras en que el ingenio humano ha logrado desentrañar sus cualidades. En ocasiones es más apasionante leer sobre cómo se averiguan los atributos astrales que la lista de datos.

El libro comienza por la historia. Se describe cómo William Herschel y su hermana Carolina descubrieron las nebulosas planetarias. Posteriormente se describirá la importancia de las observaciones y los instrumentos. Se dedicarán varios capítulos a la descripción de las estrellas y su evolución ya que las planetarias son estrellas en el proceso final de su existencia. Haremos especial énfasis en el estudio de los espectros, la calidad de la luz de los astros.

Las secciones dedicadas a las nebulosas planetarias se inician aproximadamente a la mitad del libro. El motivo es que para comprenderlas es más sencillo si se tiene un antecedente general sobre la astronomía. También hemos incluido una sección en la que describimos las aportaciones que al estudio de estos fascinantes objetos han realizado astrónomos mexicanos. Al final del libro se incluye un glosario que tú puedes ampliar con tus comentarios y nuevas definiciones.

El libro se puede leer de corrido o por capítulos separados. Te sugerimos leerlo lentamente; en general los temas de ciencia pueden parecer difíciles si no te detienes a reflexionar, parte de la dificultad está en que te familiarices un poco al tipo de vocabulario o al uso de fórmulas. Las autoras estamos convencidas que si le dedicas un poco de tiempo disfrutarás mucho con el conocimiento que adquieras.


I.1. Las constelaciones y el catálogo de Messier
Si observas un cielo estrellado a la misma hora, durante varias noches consecutivas notarás que las estrellas forman grupos invariables, a estos grupos se les llama constelaciones. Los astrónomos han dividido a las estrellas de la bóveda celeste en 88 constelaciones, las cuales son útiles para ubicar a los astros; como si fueran los continentes del cielo.

Entre las constelaciones mejor conocidas está la Osa Menor, donde se encuentra la estrella Polar que nos indica hacia donde está el norte. Otra es Orión que se ve especialmente hermosa durante los meses de invierno, cuando está despejado en México. Tiene forma de metate, o al menos así les parecía a los mexicas. Es un gran rectángulo formado por cuatro estrellas muy brillantes, en el centro hay tres del mismo brillo, que algunos llaman las Tres Marías o los Reyes Magos.

Las constelaciones son grupos arbitrarios de estrellas, los nombres que usamos actualmente en el hemisferio norte son los que definieron los griegos, pero hubiesen podido ser otros, como las que inventaron los pueblos mesoamericanos. Para los griegos Orión era un cazador, las tres estrellas que mencionamos antes eran su cinturón que sostenía la espada apenas perceptible.

En cada constelación además de estrellas hay otra clase de objetos, algunos son de aspecto nebuloso, como los restos de las estrellas y las galaxias. Un ejemplo de resto estelar es la nebulosa del Cangrejo, está formada por filamentos incandescentes. Las galaxias son conglomerados estelares de cientos de miles de millones de estrellas, gas y polvo y la llamada materia oscura que no produce ni absorbe luz. Las galaxias son tan remotas que se observan como nubes difusas aun con telescopios de tamaño considerable.

Hay objetos no estelares el cielo que se desplazan entre las constelaciones; como los asteroides y los cometas. Estos últimos se ven como estrellas con cola cuando están cerca del Sol y de la Tierra. Los cometas son cuerpos congelados más grandes que cadenas montañosas que giran en torno al Sol en órbitas muy elongadas (alargadas), es decir que se acercan y se alejan de nuestra estrella de manera periódica. Cuando se acercan al Sol, el calor de éste astro evapora los hielos cometarios y el cometa se rodea de una nube. El Sol es una esfera de gas incandescente que se evapora produciendo un viento. Cuando éste incide sobre los gases del cometa los arrastra generando la cola que en ocasiones suele ser más grande que la distancia que nos separa del Sol.

Un astrónomo francés, Charles Messier, se dedicaba a la búsqueda de cometas, los cuales cuando están lejos de la Tierra se ven como una nube apenas perceptible. Para facilitar este trabajo, Messier decidió hacer un catálogo de objetos de aspecto nebuloso que no se movían entre las constelaciones, para distinguirlos de los cometas que se desplazan frente a las estrellas. Elaboró en 1781 una lista con 110 objetos difusos en el cielo, que se conoce como el Catálogo de Messier. Así, la nebulosa del Cangrejo se llama M1 y la galaxia de Andrómeda, M31. Éste fue el primer catálogo de objetos difusos que se publicó. Es interesante que Messier es más conocido por su catálogo que por sus estudios cometarios.


I.2. William y Carolina Herschel
William Herschel descubrió las nebulosas planetarias, lo ayudó su hermana Carolina. William nació en Alemania en 1738, es decir cuando en México estábamos en pleno Virreinato. Era músico de formación y su ideal fue aprender a componer con Haendel, gran figura de ópera también de origen alemán, que vivía en Inglaterra. Él y Carolina se mudaron a ese país. En un inicio construían instrumentos musicales pero se dieron cuenta que sus habilidades también les serían útiles para elaborar otro tipo de aparatos: telescopios.

Con el tiempo renunciaron a la música y se convirtieron en astrónomos. Durante el día pulían vidrios para sus espejos y por la noche observaban el firmamento.

Herschel se dio cuenta, igual que Messier, que en el cielo existen muchos objetos que no son estrellas, y que se alcanzan a ver con telescopios, y decidieron catalogarlos. Para ello, construyó un telescopio fijo. Las estrellas, igual que el Sol, salen en dirección este y se ponen en el oeste; como sabes, esto se debe al giro de la Tierra. De esta manera los hermanos Herschel registraban las estrellas a medida que éstas pasaban delante del telescopio. William se ponía frente al telescopio y Carolina anotaba sus descubrimientos. Así estos astrónomos descubrieron cientos de objetos nunca registrados antes, en particular, las hermosas nebulosas planetarias.

A su vez, la vida de Carolina Herschel merece especial atención. Originalmente su actividad fue apoyar a su hermano en sus actividades musicales, siendo la cantante de sus conciertos y también estaba a cargo de las tareas domésticas. Gradualmente se transformó además en su ayudante científico, quien le ayudaba en las tareas de registro de las observaciones y colaborando en los minuciosos cálculos que se requerían. Más tarde ella empezó a realizar sus propias observaciones y descubrió ocho cometas. Fue la primera mujer que recibió salario por su trabajo científico y finalmente a los 78 años recibió la Medalla de Oro de la Sociedad Real de Inglaterra por sus contribuciones.

Es interesante mencionar que se conservan partituras compuestas por el astrónomo. Durante un congreso realizado en Polonia sobre el tema de nebulosas planetarias se deleitó a los científicos con un concierto para órgano de Herschel.

A continuación describiremos algunos de sus descubrimientos celestes, así como los de John, hijo de William.


I.3. Urano
De entre los planetas que no se ven a simple vista, éste es el primer planeta que fue descubierto.

Desde la Tierra los planetas se ven como estrellas brillantes. Pero a diferencia de estas parecen moverse entre las constelaciones. Su nombre viene del griego  “planetos” que significa vagabundo. Uno podría pensar erróneamente que el nombre indica que el sistema solar es una estructura aplanada.

Desde la Tierra vemos los movimientos de los planetas sobre una misma franja en el cielo, que está lo cruaza de oriente a poniente. Es la misma región sobre la que vemos la Luna y el Sol, y en la que suceden los eclipses; por esta razón a esta banda se le denomina la eclíptica. Al grupo de constelaciones que están sobre la banda de la eclíptica se les llama el Zodiaco. El nombre de esta banda no sólo nos remite al lugar donde están los planetas sino a las constelaciones que allí se encuentran.

Los nombres de los días de la semana nos recuerdan cuales son los astros que se mueven entre las estrellas y que podemos ver a simple vista. Por ejemplo, miércoles es en honor a Mercurio o viernes a Venus. Recordemos que domingo es el nombre que se le dio por el cristianismo en honor al Señor, anteriormente en la antigua Roma su nombre en latín era “dies solis” en honor al Sol, así como “dies saturni” al sábado, en honor a Saturno.

William Herschel observó objetos brillantes en la banda de la eclíptica para descubrir nuevos objetos y descubrió Urano. Hizo estudios sobre estrellas dobles, en las que determinó que eran estrellas binarias, y también descubrió la radiación infrarroja que proviene del Sol.

En 1781 Herschel con su telescopio observó un astro de aspecto estelar que se movía respecto de las estrellas. Notó que era un planeta de color verde. Posteriormente notó que poseía varios satélites. Había descubierto Urano y sus satélites. En un principio el planeta Urano llevó el nombre de Herschel, así como Neptuno la denominación Leverrier, en honor a sus descubridores. Posteriormente la Unión Astronómica Internacional, organización que es la responsable de poner los nombres oficiales a los astros los bautizó con sus nombres modernos: Urano y Neptuno, en un afán unificador. El resto de los planetas poseen nombres de dioses de la mitología griega. Urano es el dios de los cielos y Neptuno el del mar.

Algunos de los satélites de Urano llevan nombres de personajes de las obras de teatro de Shakespeare; así se llaman Ariel, Belinda, Miranda, Puck, etc. Los dos satélites que descubrió Herschel se les llamó: Titania y Oberón, en honora a los personajes de la obra “Sueño de una noche de verano” de ese mismo autor. Además de poseer 27 lunas, Urano tiene un sistema de 11 anillos.

Urano es un mundo sorprendente por varias razones, una es que va rodando sobre su órbita ya que su eje de rotación está inclinado 89º. Puesto que las estaciones se producen por la inclinación de los ejes de rotación en el caso de Urano son notables. Hay regiones de su órbita donde uno de los polos de Urano apunta durante tiempos prolongados hacia el Sol y aunque gire sobre su eje cada 17 horas el Sol no sale y se pone; lo opuesto sucede 42 años más tarde, cuando Urano está en el otro extremo de la órbita y el Sol ilumina exclusivamente al otro hemisferio.

A raíz del descubrimiento de Urano el rey de Inglaterra, Jorge III nombró a Herschel Astrónomo del Rey, gracias a lo cual tuvo un salario muy digno y pudo vivir de esta ciencia.
Recuadro

El sueño de una noche de verano de William Shakespeare

Esta obra de teatro narra una fantasía poblada de hadas y otros espíritus; Titania y Oberón son los más poderosos. Durante la obra se mezclan enredos de amor tanto de humanos como de seres fantásticos; Puck es el gracioso mensajero. La gente del pueblo se ve mezclada en los embrujos durante lo cuales el carpintero se vuelve un asno del que se enamora Titania. Hay una representación de una comedia, dentro de otra, lo cual resulta además de ingenioso, una reflexión sobre el poder del teatro para narrar las pasiones humanas.
I.4. Los asteroides
Éstos son un conjunto de rocas que giran alrededor del Sol entre las órbitas de Marte y Júpiter. Se encuentran a más de 400 millones de kilómetros de distancia del Sol. La distancia entre la Tierra y nuestra estrella es de 150 millones de kilómetros. Ahora se sabe que también existen asteroides en la región de la órbita de Plutón, en lo que se conoce como el cinturón de Kuiper. La palabra asteroide la inventó Herschel, que significa semejante a una estrella. Viene de la voz griega  “aster” para estrella.

Giuseppe Piazzi descubrió en 1801 el primer asteroide al que se denominó Ceres, el que es el más grande de todos, su nombre honra a la diosa griega de la agricultura. Así como el resto de los asteroides, Ceres se ve como una estrella que se mueve entre las constelaciones. Hace poco la Unión Astronómica Internacional consideró que tanto Ceres como Plutón merecen la denominación de “planetas enanos”, pues ambos son mayores que el promedio de los asteroides y comparten esa región del espacio con cientos de miles de objetos pequeños.

La mayor parte de los asteroides tienen forma irregular, como pedazos de roca, en formas caprichosas, algunos de formas alargadas como cacahuates. Los del cinturón principal están compuestos de rocas, aunque otros son metálicos. Cuando los asteroides colisionan entre sí pueden fragmentarse, y algunos de los pedazos chocan sobre otros mundos, se llaman meteoritos. Algunos ejemplos de fragmentos metálicos de asteroides son los meteoritos que se encuentran en el vestíbulo del Palacio de Minería en la Ciudad de México, se cuentan entre los ejemplares de mayor tamaño que se han descubierto. Se han fotografiado varios asteroides con sondas y se ha encontrado que algunos tienen satélites: como Ida que tiene como satélite a Dactyl, y como Sylvia que tiene dos satélites, Rómulo y Remo.

Hace apenas unos años se han descubierto los llamados planetas enanos trans-neptunianos, los cuales están más allá de la órbita de Neptuno. Son rocas cubiertas de hielos de varias sustancias, como el agua, el metano, el bióxido de carbono y el amoniaco. Unos cuantos se asemejan más a los asteroides del cinturón principal, el que está entre Marte y Júpiter. Sus características se deben a que durante la formación del sistema solar los mundos recién formados colisionaban más a menudo entre sí, arrojando fragmentos en todas direcciones que se localizan en distintar regiones del Sistema Solar.


I.5. El descubrimiento de las nebulosas planetarias
Los hermanos Herschel también descubrieron las nebulosas planetarias. Vistas con un telescopio pequeño, algunas tienen forma circular de color verde, similar al aspecto del planeta Urano. Sin embargo, el disco no se ve nítido sino difuso, por lo que sus descubridores pensaron que eran planetas; de ahí el nombre “nebulosa planetaria”.

Ahora sabemos que las nebulosas planetarias no tienen que ver con los planetas. Son las etapas finales de la evolución de una estrella. Cuando está por concluir la evolución de una estrella semejante al Sol arroja al espacio su atmósfera extendida. Así, el centro de lo que fue un sol, se convierte en una pequeña estrella rodeada de una envolvente de gas en expansión. La envolvente puede tener múltiples formas: puede ser esférica, alargada o irregular, y en algunos casos las envolventes parecen mariposas.

Algunas nebulosas planetarias cercanas se alcanzan a ver con telescopios pequeños, a nuestros ojos aparecen hermosas nubes verdes. Lamentablemente, aun con los instrumentos más poderosos nunca se ven tan espectaculares como en las fotografías.

Este libro tratará con mayor detalle el estudio de estos objetos, pero antes hablaremos de los telescopios.


I.6. John Herschel
Llegó el momento en la vida de William Herschel en que se enamoró y se casó. Esto le resultó intolerable a Carolina, quien se mudó de casa y se dedicó a otras actividades. Mientras tanto William tuvo un hijo, John, quien también se dedicó a la astronomía.

El joven John Herschel calculó la atracción gravitacional de la superficie lunar y llegó a la conclusión que era ocho veces menor que la de la Tierra.

Cuando Galileo descubrió que las zonas claras de la Luna son más elevadas; lo pudo hacer porque observó que cuando estas zonas reciben la luz del Sol en forma lateral proyectan sombra sobre las regiones vecinas. Galileo imaginó que las zonas oscuras eran mares y no lavas solidificadas como sabemos ahora. Por eso llevan nombres como Mar de las Tormentas o de la Serenidad.

John Herschel pensó que si había agua en la Luna podría haber seres humanos, y que dada la atracción gravitacional tan baja, serían capaces de volar. Por consiguiente imaginó cráteres como fuentes de agua, rodeados de viviendas griegas con seres alados volando por los cielos y en el fondo, la Tierra majestuosa.

Por su parte, John Herschel decidió continuar el trabajo de su padre en cuanto a elaborar catálogos estelares y otros objetos, pero desde el hemisferio sur.

Dependiendo en que punto del globo terrestre te encuentres podrás observar distintas partes de la bóveda celeste. Si estuvieras en el polo norte, sólo podrías observar la mitad norte del cielo, en el polo sur sucedería lo mismo, observarías la otra mitad. En el ecuador se puede observar toda la bóveda celeste, sin embargo, no se construyen grandes observatorios astronómicos ecuatoriales porque son sitios donde suele estar nublado.

John Herschel instaló su observatorio en Sudáfrica y desde allí continuó el trabajo de su padre sobre los objetos interesantes en el hemisferio sur. Más tarde regresó a Inglaterra donde fue el primer astrónomo en introducir el nuevo proceso inventado por Daguerre en el estudio de los astros; nos referimos a la fotografía astronómica.


II. TELESCOPIOS Y RADIACION

Desde que se inventó el telescopio y Galileo realizó las primeras observaciones, este instrumento representa el mayor apoyo a la Astronomía. Cada vez se han construido mayores y mejores telescopios, así como accesorios a los mismos. La observación del cielo ha sido, y sigue siendo una fuente de nuevos descubrimientos que nos permiten comprender mejor al Universo.




II.1. La pupila y el telescopio
Uno de los sentidos más poderosos que tenemos es la visión. Nuestro ojo ha evolucionado para funcionar mejor durante el día, para detectar a los objetos por la luz que reflejan del Sol. Cuando oscurece, nuestra pupila se dilata para permitir el ingreso de una cantidad mayor de luz.

Los objetos celestes, excepto el Sol y la Luna, son tan débiles que la pupila de nuestro ojo no es suficientemente grande para captar la luz necesaria para verlos con claridad. Un telescopio es una extensión de nuestra pupila, intercepta radiación y la concentra hacia nuestro ojo, o hacia algún dispositivo electrónico o fotográfico para su registro.

El motivo por el cual nos llega tan poca luz se debe a que las estrellas y otros cuerpos celestes están a enormes distancias. Considera una fuente de luz que radía en todas direcciones. Piensa en la punta de una nariz, diferentes personas en varias posiciones la pueden ver porque ésta envía fotones hacia todos lados. Lo mismo sucede con la luz del Sol, viaja en todas direcciones. Sin embargo, la intensidad de luz que recibimos va disminuyendo con la distancia.

Imagina una fuente de luz que envía un solo pulso y que éste atravesara superficies esféricas cada vez más distantes y por lo tanto cada vez más grandes. La misma cantidad de luz se tendría que repartir en superficies inmensas si estuvieran muy distantes de la fuente. La superficie de una esfera es 4 Π r2. En esta expresión r representa el radio de la esfera. Vamos a comparar cuanta luz llega a una esfera de radio unitario, r = 1, con otra esfera de cualquier radio. La manera de hacerlo es dividir la primera por la segunda. Es como si quieres comparar cuantas veces pesa más pesa un gato que una hormiga, divides el peso del gato por el del insecto.

Si sacamos el cociente nos da: 4 Π 1 / 4 Π r2. La división resultante es: 1 / r2. Es decir que la luz de una fuente disminuye como el cuadrado de la distancia. Si nos alejamos al doble de la distancia recibimos cuatro veces menos luz y si nos alejamos mil veces recibimos un millón de veces menos luz.

Para aclararte las ideas; es como si pegaras la pupila a una esfera imaginaria con una fuente de luz en el centro. Si la esfera fuera muy pequeña, la distancia entre tu pupila y la fuente sería corta y por consiguiente captarías mucha luz. En cambio, si tu pupila estuviese en contacto con una inmensa esfera, la fuente estaría muy alejada, así que captaría menos luz, la que se repartió en esta gran esfera.

Como no podemos acercarnos a los astros, lo que hacemos es construir telescopios enormes, con la mayor pupila posible, y así poder captar mayor cantidad de radiación.
II.2. El telescopio de Galileo
Galileo fue la primera persona en registrar observaciones de los astros, con el recientemente descubierto catalejo o anteojo de pirata, que gracias a él, se convirtió en un instrumento para mirar hacia las estrellas. Lo hizo por primera vez en 1609; por eso el año 2009 ha sido designado el “Año Internacional de la Astronomía”.

Para que comprendas como funciona un telescopio te sugerimos que consigas dos lupas. Si son distintas es mejor, pero no es necesario. Puedes comprarlas en las papelerías. La manera de recrear el funcionamiento de un telescopio es poner las dos lupas alineadas con uno de tus ojos, una delante de la otra. La primera servirá para interceptar más luz del objeto que quieras observar y la segunda para enfocar la luz, como si fueran unos anteojos. Experimenta con objetos a varias distancias. Coloca el brazo de la lupa más distante lo más extendido posible y después ajusta el otro brazo hasta obtener una imagen nítida. Lo que seguramente comprobarás es que no ves los objetos más grandes, sino más brillantes. Esto se debe a que el propósito de un telescopio es justo esto, captar mayor cantidad de luz. También notarás que la imagen está invertida.

Galileo vivía en Venecia cuando le llegaron noticias del nuevo instrumento. Ya existían los lentes para ayudar a ver a las personas que tenían problemas de visión; lo que no se conocía era la combinación de éstos para ver objetos lejanos. Al recibir las noticias sobre el catalejo, Galileo diseñó una combinación de lentes que le permitiera duplicar el instrumento recientemente inventado. Tuvo la oportunidad de hacer estas lentes especiales ya que tuvo acceso a vidrio muy fino para construir lupas en los talleres de Murano, cerca de Venecia. Pulió sus lupas y fabricó sus propios telescopios. Pronto se dio cuenta que cuanto mayor fuera el tamaño de la lente, mejores resultados obtenía. Con sus telescopios descubrió las montañas de la Luna, los satélites de Júpiter, las fases de la Luna, vislumbró los anillos de Saturno y se dio cuenta de que la Vía Láctea está formada por innumerables estrellas.

II.3. El telescopio de Newton
Como comprenderás, no es sencillo construir lupas de varios metros de diámetro, para poder captar gran cantidad de luz, lo que sería el sueño del astrónomo. Cuanto mayor es la lente, pierde transparencia, resulta más pesada, es mucho más difícil de construir y de mover. En la época de Galileo, no pudieron construir telescopios de lentes, donde la luz de los distintos colores se enfocara en el mismo sitio. Es decir, los telescopios de lentes producían imágenes imperfectas; a este efecto se le llamó aberración cromática.

Más tarde Newton ideó el telescopio reflector, que emplea un espejo para captar la luz además de espejos y lentes adicionales. Aunque lo construyó en 1670, sin embargo su idea se difundió a partir de la publicación de su obra Optiks, más de 30 años después.

Si quieres entender como funciona vas a necesitar una de tus lupas y un espejo de tocador, de los que amplifican, o espejo de aumento (los venden en las tiendas de autoservicio). Debe ser de unos 10 centímetros de diámetro o un poco mayor. Sostén el espejo con una mano, apuntando hacia algo que esté a varios metros de ti. Observa cómo se ve desenfocado. Coloca la lupa delante del espejo, notarás que en la parte central del espejo puede observar con claridad el objeto. Se ve nítido y brillante. No se ve más grande. También notarás que se observa de cabeza. Otra forma de ver este mismo efecto, es colocarte cerca de una ventana luminosa y colocar tu espejo de tal manera de proyectar su luz hacia el techo, notarás que formas la imagen del paisaje con la luz que refleja el espejo.

Un telescopio reflector se construye con un espejo parabólico (como el de tu espejo de aumento) que sirve como pupila, para captar la luz, y después se colocan elementos ópticos adicionales para conducir el haz de luz hasta donde se desee enfocar (por ejemplo el ojo o la cámara fotográfica).

Los telescopios que construyó Herschel fueron reflectores. Éstos podían ser muy grandes pues es más fácil pulir una sola superficie (la que refleja la luz del espejo) que una lente, que tiene dos superficies. El espejo se puede sostener por la parte posterior ya que no afecta el propósito de captar radiación. Para catalogar sus descubrimientos Herschel observaba bandas del cielo entre el ecuador y el polo norte. Colocaba su telescopio apuntando a una inclinación determinada. Durante la noche los astros se desplazan de este a oeste, como el Sol. Así que Herschel los observaba conforme iban pasando delante de su telescopio. En realidad es la Tierra la que se desplaza de oeste a este, girando en torno de su eje, esto da la impresión de que los astros se mueven en la dirección opuesta.
II.4. La radiación electromagnética
Como mencionamos el propósito principal de los telescopios es concentrar la luz. Ésta es sólo una parte de lo que se conoce como radiación electromagnética, que incluye las ondas de radio y otras ondas.

Si le pides a alguna persona que cierre los ojos y frotas vigorosamente las manos y se las acercas a algún lugar del cuerpo, podrá sentir, sin que la toques, la radiación infrarroja que emanan, la sentirá como calor. No podemos detectar este tipo de radiación con los ojos, nuestro detector es la piel. Por lo contrario, no podemos detectar la radiación ultravioleta, pues no la sentimos mientras la recibimos; ésta es la responsable de broncearnos y por desgracia también produce cáncer. Sin embargo, la requerimos para fijar la vitamina D, que entre otras funciones, evita la descalcificación de los huesos.

La radiación electromagnética está constituida por ondas. Estas viajan a la velocidad de la luz, que es de 300 000 km/seg. Se trata de un campo magnético y uno eléctrico que se propagan de manera simultánea en forma de ondas. Se debe de aclarar que la luz, o radiación electromagnética es dual, pues se comporta a la vez como ondas y como partículas, es decir como pelotitas. Por ejemplo en un telescopio, podríamos suponer que la luz es un conjunto de pelotitas que viajan por el espacio y que son capturadas por el telescopio. Dependiendo del experimento que hagamos, en ocasiones la luz se manifiesta principalmente como partículas, llamadas fotones, o como ondas.

Se ha clasificado a la radiación electromagnética de acuerdo a la cantidad de energía que transporta, la cual está relacionada con la longitud de onda. Si amarras el extremo de una cuerda elástica y produces ondas con el extremo suelto, notarás que es más fácil producir una onda que muchas pequeñas (es más fácil mover suavemente los brazos que de prisa). Lo mismo le sucede a la radiación, la de longitud de onda corta transporta mayor energía que la de longitud de onda larga.

A continuación describiremos algunas propiedades de la radiación electromagnética y cómo se clasifica de mayor a menor energía.

La radiación de menor longitud de onda y mayor energía se denomina rayos gamma. Sus fotones poseen tanta energía que se pueden transformar en materia. Las fuentes astronómicas que los generan son las colisiones de hoyos negros o de estrellas de neutrones. Nuestra atmósfera impide que ingresen los rayos gamma del cosmos, por lo tanto solamente se pueden observar desde satélites.

Otra radiación que no ingresa a la superficie debido a la atmósfera, son los rayos X. Estos también son muy energéticos, tanto que atraviesan los músculos de nuestro cuerpo y son absorbidos por los huesos, por lo que se emplean para tomar radiografías. Desafortunadamente igual que los rayos gamma son dañinos. Aunque tuviésemos ojos capaces de ver rayos X no nos servirían de mucho, ya que en el medio ambiente no hay este tipo de radiación. Las fuentes de rayos X astronómicas son los discos de materia incandescente que giran en torno de los hoyos negros y los gases muy calientes entre las galaxias. Es necesario poner telescopios especializados a bordo de satélites para detectarlos.

En cuanto a la radiación ultravioleta que es la que sigue en energía, la atmósfera también absorbe gran parte de ésta. La producen las estrellas azules, que son las de mayor temperatura, como las estrellas de mayor masa que el Sol, y los núcleos de las nebulosas planetarias. También la producen los gases calientes en el espacio. Los astrónomos observan el cielo en luz ultravioleta desde telescopios a bordo de satélites.

Nuestros ojos están diseñados para detectar luz visible. Este intervalo de energías es precisamente en el que emite más intensamente el Sol y también en el que nuestra atmósfera es transparente, por lo que deja pasar la luz. Las estrellas similares al Sol la producen. Las plantas verdes también están diseñadas para aprovechar la luz del Sol y almacenarla en el azúcar.

Los filamentos de las hornillas y los calentadores domésticos generan luz infrarroja. También las estrellas más frías y las nubes de polvo que rodean a las estrellas recién formadas emiten esta radiación. Por esto, las observaciones en luz infrarroja nos permiten observar estos objetos.

A medida que aumentamos la longitud de onda nos encontramos con las microondas, como la de los hornos. Su longitud de onda es de algunos centímetros; por eso, si colocas un guisado extendido en el horno y no permites que gire, algunas secciones se calientan y otras no. Es más, si metes una hormiga en el horno, sobre la charola rotatoria caminará en círculos para evitar quemarse. Las moléculas giran y oscilan a varias velocidades, cuando pasan de un estado de mayor energía a uno de menor energía, emiten radiación en forma de micro ondas, y al analizar esta radiación podemos conocer las propiedades de las moléculas que las generan. Los astros también producen esta radiación, en particular las moléculas en el espacio pueden ser observadas en microondas.

La radiación de mayor longitud de onda corresponde a las ondas de radio, con las que se transmite las señales que escuchamos en nuestros aparatos. En el Universo el gas frío de hidrógeno, y algunas moléculas del medio interestelar las producen. Los radio telescopios se ocupan para detectar el gas de hidrógeno frío que emite radiación con longitud de onda de 21 cm. También se detecta el gas ionizado que se está enfriando gracias al análisis de las ondas de radio.


Recuadro

Radiación electromagnética
Los límites precisos entre cada región del espectro electromagnético son difíciles de establecer y varían entre los distintos autores. En este texto los describiremos de la siguiente manera. Describiremos los intervalos de mayor a menor energía, lo que significa que son de menor a mayor longitud de onda:

Los rayos gamma son los de menor longitud de onda y por lo tanto corresponden a la radiación de mayor energía del espectro electromagnético. Esta radiación se genera por átomos radioactivos y en explosiones nucleares. Su longitud de onda es menor que 0.03 nanómetros.

Los rayos X son de longitud de onda muy corta y por lo tanto de gran energía. Su longitud de onda va de 0.03 nanómetros a 3 nanómetros Normalmente se describen los rayos X en términos de energía. Es decir de 40 a 0.4 keV.

La luz ultravioleta es de longitud de onda intermedia entre la luz visible y los rayos X. Varía de 3 nanómetros a 350 nanómetros.

La luz visible es la que nuestros ojos perciben. Comprende entre los 350 nanómetros a los 700 nanómetros.

La luz infrarroja tiene mayor longitud de onda que la luz visible; su longitud es de 700 nanómetros (=0.7 micras) a 30 micras. A la de menor longitud de onda se le conoce como luz infrarroja cercana, ya que está más próxima a la luz visible.

Las micro-ondas siguen en longitud, van de 30 micras a 30 cm. En algunos casos se agrupan con las ondas de radio.

Las ondas de radio corresponden a las longitudes de onda más largas del espectro electromagnético, y corresponden a las mayores de 30 cm. Aunque las que son mayores de 10 metros no penetran la atmósfera.
II.5. Más sobre la radiación
Lo ideal sería contar con un detector universal, que fuera capaz de interceptar y almacenar todo tipo de radiación. Pero no es así. Al igual que nuestro cuerpo, en el que los ojos detectan la luz visible y la piel, la radiación infrarroja, se requieren instrumentos especiales para cada tipo de radiación; incluso algunos instrumentos deben estar en órbita ya que nuestra atmósfera absorbe la radiación antes de que llegue a la superficie terrestre.

No es lo mismo ver a un perro, que olerlo o tocarlo. Sin embargo cada sentido nos brinda información complementaria. Para conocer a un cuerpo celeste lo ideal sería analizar todo el tipo de radiación que emite.

Los telescopios ópticos e infrarrojos suelen colocarse en sitios elevados para evitar al máximo las perturbaciones atmosféricas. Imagina lo que sería una excursión para observar colibríes desde el fondo de una alberca, el agua se enturbia y deforma la imagen. Algo equivalente sucede con la atmósfera, la turbulencia de ésta deforma la imagen. Si colocas un popote dentro de un vaso con agua notarás que se ve roto, porque el agua cambia la dirección de la luz que la atraviesa. La atmósfera también cambia la dirección de la radiación.

Los radio telescopios que detectan ondas muy largas se pueden colocar en sitios menos elevados porque algunas ondas de radio atraviesan la atmósfera sin mayor problema.


II.6.Telescopios modernos
El sueño de Galileo y de Herschel se ha cumplido, porque se han construido telescopios cada vez de mayor tamaño. Y ellos ni siquiera se imaginaron la posibilidad de observar en otras longitudes de onda. Por su parte los astrónomos son personas muy ambiciosas que desean conocer todo lo posible el Universo. Así han puesto en operación telescopios en todas las longitudes de onda para observar la radiación que emiten los astros en todas ellas. Esto ha sido posible gracias a los avances tecnológicos logrados tanto en los telescopios y en los detectores, así como en la posibilidad de almacenar e interpretar grandes cantidades de datos por medio de las computadoras.

Los telescopios de rayos gamma y rayos X, son instrumentos muy diferentes que los telescopios que conocemos y además deben de ponerse a bordo de satélites fuera de la atmósfera.

Los telescopios ultravioleta, aunque son semejantes a los ópticos, requieren también estar por arriba de nuestra atmósfera.

En cuanto a los telescopios ópticos, podemos decir que se han construido grandes telescopios ópticos que se han instalado en los mejores sitios del planeta para realizar observaciones. También se han enviado telescopios ópticos al espacio para superar la distorsión de la turbulencia atmosférica. El tamaño y número de los telescopios ópticos ha aumentado sin precedentes. Actualmente hay más de una docena de telescopios en operación o en construcción cuyo espejo es de más de 6.5 metros de diámetro, y hay planes para construir telescopios de 20 metros y aún de 40 metros. Los que tienen espejo de una sola pieza alcanzan tamaños de 8 metros de diámetro; otro diseño muy usado en los telescopios mayores de 10 metros son los mosaicos de varios espejos.

Algunos de los telescopios infrarrojos son semejantes a los ópticos, aunque sus detectores son distintos. Estos instrumentos requieren estar en sitios donde haya muy poca humedad en la atmósfera, pues el vapor de agua no permite que la luz infrarroja penetre. Igualmente hay telescopios infrarrojos en órbita.

Los telescopios de microondas son también cada vez mayores, por lo que se ha podido detectar la presencia de gran número de moléculas en el espacio con gran precisión en su posición. En México se ha construido una enorme antena de 50 metros de diámetro diseñada para captar la radiación de microondas que emiten las moléculas del medio interestelar; está en el Volcán Sierra Negra en el Estado de Puebla.

Como mencionamos antes, un telescopio de gran superficie permite captar más luz, y también por su mayor diámetro, permite ver detalles más finos: los cráteres muy pequeños en la Luna, las estrellas dobles muy próximas entre sí, la posición de pequeñas nubes de gas en galaxias, etc. Se construyen arreglos de telescopios para percibir mas delicados pormenores, cuanto más separados estén los telescopios que observan el mismo objeto. En el caso de los radio telescopios no solamente se usan en forma de grandes antenas, sino que se usan arreglos de múltiples antenas para determinar la posición de las fuentes con gran precisión. En ocasiones se usan simultáneamente radiotelescopios en muy diversas partes del globo terrestre para determinar detalles minúsculos de los astros..

III. LAS ESTRELLAS Y OTROS TEMAS

Las secciones que siguen del libro tratan sobre las estrellas. En este capítulo además de describir la escala de magnitudes, los colores y los métodos de determinar la distancia a las estrellas y a las galaxias, también reseñaremos brevemente que hay materia interestelar, y como es nuestra Galaxia.

Para comprender la manera en que están constituidas las estrellas dedicaremos varias páginas a sus propiedades y a sus transformaciones. El conocimiento que tenemos del cosmos, se ha logrado mediante la aplicación de las leyes de física a los problemas de los astros, así que incluiremos varios ejemplos de física.

A simple vista las estrellas se ven como puntos brillantes en el cielo. En realidad son objetos que en promedio asemejan al Sol, unos más brillantes y masivos, otros menos. Aunque son enormes, están tan alejados que se ven como puntos luminosos.

Una de las propiedades que se puede medir de las estrellas es el brillo que recibimos, para eso se desarrolló la escala de magnitudes que es lo que describiremos un poco más adelante. Otra propiedad es el color. Si comparas una estrella con otras notarás que tienen una pequeña coloración; algunas son más azules y otras más amarillas. Las fotografías tomadas mediante filtros y después sumadas, las muestran de muchos colores. Nosotros no distinguimos tanto los tonos porque nuestros ojos no los perciben cuando la luz es tenue, basta que pienses en cómo se ven los colores a medio día o una vez que se pone el Sol. Se ven más nítidos entre más luz haya en el medio ambiente. En cambio cuando se pone el Sol no se distinguen bien los tonos. Este es el motivo por el cual los pintores siempre andan en busca de “buena luz”.

Uno de los diagramas más útiles de la astrofísica moderna se construye graficando dos propiedades estelares: la magnitud y el color. Es decir, se puede representar en ese diagrama, tanto el brillo, como el color de las estrellas. Como veremos más adelante el color de la estrella tiene que ver con su temperatura. Este diagrama nos muestra entre otras cosas cómo evolucionan las estrellas y nos ayuda a comprender mejor a las nebulosas planetarias.


III.1. La escala de magnitudes
Como habrás constatado, no todas las estrellas se ven igualmente brillantes; incluso hay algunas que apenas se logran observar. Los astrónomos clasifican el brillo aparente de las estrellas en lo que denominan magnitudes. Se le llama brillo aparente, pues gran parte de las diferencias de brillo se deben a las diferencias de distancia. Si todas las estrellas estuvieran a la misma distancia, su brillo aparente nos daría información sobre lo intensas que son, pero debido a que se hallan a distancias muy diversas, la magnitud sólo indica la manera en que apreciamos su brillo desde la Tierra. Recordemos que en realidad todas las estrellas son objetos similares al Sol, pero situados tan lejos que se ven como puntos de luz.

En la escala de magnitudes los números grandes corresponden a brillos tenues, a diferencia de otras donde unidades grandes corresponden a componentes grandes. Esto es una fuente de confusión, pero a la larga uno se acostumbra. En la escala de magnitudes, una estrella muy brillante tiene una magnitud de 1 y a la más débil que se puede ver a simple vista se le asigna una magnitud de 6, la que fue definida por Hiparco en el siglo II antes de nuestra era. En la escala de magnitudes, con binoculares se logran ver estrellas hasta de magnitud 10, y con el Telescopio Espacial Hubble se han obtenido imágenes de estrellas hasta de magnitud 30.

En los mapas de la bóveda celeste se suele anexar un cuadro donde se señalan las magnitudes estelares: mientras mayor es el círculo que las representa, la estrella es más brillante y menor es el valor de la magnitud.

Una diferencia de 1 magnitud corresponde a un brillo 2.5 veces mayor. Por consiguiente, si la diferencia de magnitud entre dos estrellas es 3, significa que una es 15.6 veces más brillante que la otra. Así la escala de magnitudes no es lineal; es decir, las diferencias de magnitud de 1, 2, 3 unidades corresponden a brillos 2.5, 6.3 y 15.6 mayores. En realidad, nuestros ojos tampoco responden linealmente a diferencias de luz. Cuando estamos en un cuarto del todo oscuro y encendemos un foco nos damos cuenta de inmediato; en cambio, si en el mismo cuarto hay 100 focos encendidos y prendemos uno más, casi no lo percibimos. Ante el mismo estímulo -encender un foco-, nuestro sistema de detección luminosa responde de distinta manera, de acuerdo con la cantidad de luz del ambiente.

En la tabla se muestran las magnitudes de algunos objetos brillantes. Cabe reiterar que, debido a la forma en que se definieron las magnitudes, astros más brillantes que algunas estrellas como el Sol o la Luna tienen magnitudes negativas.

El astrónomo griego Hiparco diseñó la escala de magnitudes en el siglo II antes de nuestra era. Él no contaba con instrumentos para efectuar sus mediciones, así que la escala de uno a seis le pareció adecuada. No fue hasta la invención de los telescopios y la fotografía, que se pudo establecer con más precisión la escala de magnitudes. Posteriormente se emplearon fotómetros – instrumentos que miden la cantidad de luz – para estas mediciones.


Tabla

Magnitudes de algunos objetos celestes, de mayor a menor brillo

Sol

-26

El signo negativo significa que es mucho más brillante que el resto de las estrellas

Luna llena

-18




Venus

-4

Venus presenta fases como la Luna, y la vemos a diferentes distancias, así que su brillo cambia

Júpiter en su máximo

-2




Sirio

-1




Vega

0

En la constelación de Lira

Aldebarán

1

En la constelación del Toro

Estrella polar

2




Próxima Centauri

11

Es la estrella más cercana, pero no se alcanza a ver a

simple vista


III.3. Los colores de las estrellas
Como mencionamos antes, es posible detectar el color de algunas estrellas si se comparan entre sí. Desde nuestras latitudes podrás observar en el verano la estrella Arturo cerca del cenit y notarás que tiene una coloración rojiza si se compara con las vecinas. A finales o principios de año, en la constelación de Orión notarás que la estrella Betelgeuse es de color más rojo que las demás, mientras que Rigel es blanca. Cerca de ahí, en el Can Mayor, Sirio es azul, mientras que Aldebarán, en el Toro, es amarilla.

Los astrónomos pueden tomar imágenes del cielo con filtros de colores. Si consigues papel celofán rojo y azul y confeccionas un visor con tres capas del mismo color para cada ojo y volteas a ver a tu alrededor, notarás la clara diferencia al observar el mundo con filtros de colores, sobre todo si alternas un ojo con un filtro de color distinto al otro.

Los astrónomos emplean filtros de colores para observar los astros; así, con una sola fotografía pueden descubrir estrellas que emiten principalmente luz azul, verde, amarilla, naranja o roja y mediante varios filtros reconstruir la manera en que se vería desde el espacio.

De hecho la televisión funciona mezclando luz azul, verde y roja. Si pones una gota de agua sobre el monitor de la televisión podrás ver directamente los tres colores que se emplean para ver todos los demás.

Se emplean filtros de colores y una escala muy cuidadosamente calibrada para dar un valor numérico a los diferentes colores de los astros. Los filtros de colores empleados al examinar las estrellas permiten conocer una de sus propiedades fundamentales: la temperatura de su superficie. Las estrellas más frías son rojas y las más calientes azules, en tanto que las amarillas y verdes poseen temperatura intermedia.

Comprendemos que en decoración se dice que el rojo es caliente y el azul frío, pero en física, y por lo tanto en astronomía, es justamente lo contrario.

También las nubes de gas y de polvo situadas entre las estrellas son de colores y los astrónomos emplean filtros para resaltar sus propiedades.

Seguramente has visto el filamento de una lámpara o de un calefactor. A temperatura ambiente es gris, pero conforme se calienta adquiere color rojo, naranja y amarillo. Podríamos medir la temperatura del filamento mirando su coloración. Sabemos que no debemos tocarlo cuando está rojo, aunque sea muy profundo. De manera equivalente, podemos estimar la temperatura de las estrellas mediante su color. Las estrellas rojas tienen temperaturas de unos 2 000° C; en cambio, las azules alcanzan unos 40 000° C o más. En realidad todas las estrellas tienen luz de muchos colores, como el Sol, pero el ojo humano percibe uno sólo.

Si tomamos un disco compacto (CD), que tiene una multitud de ranuras alineadas entre si, y lo acercamos a una lámpara, para ver su reflejo, notamos que vemos la luz de la lámpara en muchos colores; que forman un arco iris. Si en este mismo disco compacto vemos el reflejo de un tubo de neón o de la flama de la estufa notaremos que los colores que refleja son distintos. Cada fuente luminosa irradia colores característicos.

El Sol también produce luz de todos los colores. Cuando vemos un arco iris los percibimos. Sin embargo, el Sol es de color amarillo porque emite principalmente en este color. Lo mismo sucede con las estrellas; aunque producen luz de muchos colores, su radiación preponderante es roja, verde o azul, y por eso tienen un tinte que se ve con toda claridad en las fotografías.


III.3. La fuerza de gravedad
Referirnos a la fuerza de gravedad es obligado en un texto de astronomía, ya que es la fuerza que domina en el cosmos y nos ayuda a comprender algunas propiedades de los astros, como el hecho de que sean redondos.

Uno de los grandes pensadores que arrojaron luz sobre la fuerza de gravedad fue Isaac Newton. Lo primero que notó es que la Tierra atrae a todos los cuerpos hacia el centro. Es decir, que la gravedad es una fuerza central, esto provoca que nuestro mundo y otros, incluidas las estrellas, sean esféricos.

La segunda observación fue que los astros también ejercen entre ellos atracción gravitacional. Newton descubrió que la atracción gravitacional aumenta con la masa, esto es, la cantidad de materia, que poseen los cuerpos. Así el peso, o la atracción gravitacional que la Tierra ejerce sobre un elefante es mayor a la que ejerce sobre una hormiga.

Newton también descubrió que la fuerza de gravedad disminuye a mayor distancia, con el cuadrado de la distancia, como la intensidad de la luz. Por eso nos parece imperceptible la atracción gravitacional de otros cuerpos mucho más masivos que el Sol que pueblan el Universo, ya que están muy alejados.

Otra persona que aportó conocimiento fundamental sobre la manera en que actúa la gravedad fue Albert Einstein. Él propuso que la atracción entre los cuerpos no es instantánea como suponía Newton y que en realidad los cuerpos no se atraen sino que deforman el espacio y el tiempo en su cercanía, afectando las trayectorias de los cuerpos. Si lanzas varias pelotas, notarás que cada una sigue una trayectoria curva, siguen la curvatura del espacio tiempo de su entorno.
III.4. Las masas de las estrellas
¿Cómo se calcula la masa de una estrella? Recordemos que la masa es la cantidad de materia que posee un objeto.

La masa de una estrella se determina al observar cómo otro objeto gira en torno de ella. Afortunadamente, un gran número de las estrellas forman parte de sistemas dobles.

Para comprender cómo se calcula la masa de un objeto celeste pensemos en la Luna, ésta siente la atracción gravitacional de la Tierra, sin embargo no se desploma sobre nosotros porque está girando. Tal vez si realizas un pequeño experimento colocando agua dentro de una cubeta y haciéndola girar sobre tu cabeza, notarás que el agua no se cayó (sino lo has hecho antes, te invitamos a hacerlo ahora). Existe un balance entre la fuerza gravitacional, la de atracción, y la de giro. Piensa en una honda: pones a girara una piedra en la honda y cuanto la sueltas sale disparada. La piedra en la honda girará mientras mantenga una tensión en la cuerda. La Luna gira en torno de la Tierra porque nuestro mundo la atrae, ésta cae continuamente hacia la Tierra, y al mismo tiempo sigue moviéndose lo que produce que gire en torno de la Tierra.

La manera de calcular la masa de un astro es observar a que velocidad y distancia se desplaza otro cuerpo en torno suyo.

La fuerza de gravedad es F = Mm/d2 . En esta expresión F significa la fuerza, M la masa del cuerpo que atrae, m la masa del cuerpo atraído y d la distancia que los separa.

Para que un cuerpo gire, se requiere una fuerza que lo mantenga girando. Esta fuerza se puede expresar como F = mv2/d. En este caso F es la fuerza que mantiene al cuerpo girando, que tiene que ser igual a la de la gravedad. Si la gravedad fuera menor que ésta, el cuerpo se alejaría, como la piedra de la honda y si la gravedad fuera superior, el cuerpo en órbita podría caer hacia el cuerpo con mayor masa. En esta expresión m representa la masa del cuerpo que gira. Como el lector comprenderá se requiere una mayor fuerza para mantener girando a un cuerpo masivo que a uno liviano, y por eso la fuerza que lo hace girar depende de su masa. Como v es la velocidad de giro, se requiere mayor fuerza para hacer girar un cuerpo rápidamente que para hacerlo girar lentamente. Y finalmente d es la distancia que separa al cuerpo que gira del que lo atrae. Como es más difícil dar una curva cerrada que una abierta la fuerza depende del inverso de la distancia. Es decir ésta aumenta cuanto menor sea d. Hemos eliminado las constantes que existen en las diversas expresiones para resaltar lo que es fundamental, por eso el lector no se deberá sorprender si éstas faltan y no le hacen sentido las unidades.

Si un cuerpo está girando alrededor de otro cuerpo y no se cae, ni se aleja del otro, eso significa que la fuerza de gravedad equilibra a la que se requiere para girar. De tal suerte que para que un cuerpo gire en torno del otro de manera estable, se requiere que F = Mm/d2 = mv2/d. O lo que es lo mismo que M/d = v2; o bien, M = d v2. Esta última expresión es la que permite calcular la masa del cuerpo en torno al que está girando el de masa m. Es decir, la velocidad del cuerpo que gira depende de la masa del cuerpo que lo atrae, M, y de la distancia que los separa. Como mencionamos antes, hemos eliminado una constante que se encarga de que las unidades sean congruentes para resaltar lo esencial. Repetimos, que si se conoce la velocidad del cuerpo que gira y la distancia al cuerpo que atrae se puede calcular la masa de este último. Esta descripción simplificada se aplica a cuerpos ligeros, como planetas, que giran alrededor de una estrella pesada, como el Sol. En realidad ambos cuerpos giran al mismo tiempo en torno de lo que se llama el centro de masa.

Lo que resulta interesante de esta expresión es que podemos calcular la masa de un objeto sea visible o invisible. Por ejemplo, si observamos cómo gira una estrella en torno de un hoyo negro podemos calcular su masa, aun cuando no lo podamos ver, ya que estos objetos no permiten que la luz que emiten se escape de su horizonte, es decir, del sitio desde donde la luz no logra escapar de la fuerza de gravedad del objeto colapsado.

Las masas de las estrellas se calculan observando estrellas dobles o bien estrellas que posean planetas. La masa del Sol es de 2 x 1030 Kg1, ó 33 000 veces mayor que la de la Tierra. Y las masas de las estrellas van de un centenar de veces la del Sol a 8 centésimos de ésta.
III. 5. Distancias
Uno de los grandes problemas de la astronomía es determinar las distancias a la que se encuentran los diferentes cuerpos. Si observamos una foto del cielo estrellado nos resulta sumamente difícil imaginar a que distancia a la que está cualquiera de los objetos celestes. Así, aunque observemos a la Luna mes con mes nos resulta imposible estimar que tan alejada está, solo con verla.

No nos sucede lo mismo con los objetos de la vida cotidiana, es posible estimar la distancia a un objeto cuando se ha tenido experiencia directa con él; así, si vemos a una persona a cierta distancia podemos tantear que tan alejada está. Sin embargo, las estrellas están tan lejanas que aun con un gran telescopio se ven como puntos luminosos. No podemos observar su tamaño y compararlo con el de un objeto conocido, como el del Sol o alguna otra estrella y así estimar sus dimensiones.

Las distancias en astronomía se calculan paso a paso, de la distancia a objetos cercanos se infiere la de los más distantes.
III.5.a. El radar
Un radar es un instrumento que produce pulsos en ondas de radio. Estas avanzan por el espacio a la velocidad de la luz, rebotan con algún objeto y regresan al sitio desde donde se emitieron. Midiendo el tiempo de ida y vuelta se puede calcular la distancia al objeto en el que rebotaron. Si el tiempo entre que se emitió una señal y llegó reflejada es de 2 segundos, sabremos que el objeto está a 300 000 kilómetros.

Con este sistema se determina la distancia a los planetas. De esta manera, se ha estimado que Marte está a 80 000 000 kilómetros cuando está más cerca de nosotros y a 380 000 000 kilómetros cuando está más alejado; lo cual muestra claramente que es conveniente aprovechar su cercanía si se planea enviar sondas para explorarlo.

La base de las distancias en astronomía es la Unidad Astronómica, UA, la distancia promedio que nos separa del Sol: 150 millones de kilómetros. Para medir esta separación sería ideal enviar una señal de radar al Sol y medir el tiempo que le toma rebotar y regresar. El problema es que las señales de radar no rebotan en el Sol, sino que lo atraviesan.

Para resolver el problema se emplea a Venus como intermediario. Se mide su distancia cuando está más cerca y más lejos del Sol. Al sumar estas dos distancias se obtienen dos unidades astronómicas, basta con dividir entre dos para obtener una AU que como mencionamos antes es de 150 000 000 km.

La Unidad Astronómica es una medida útil para describir el sistema solar, por ejemplo Plutón está a 40 AU y Sedna, uno de los asteroides distantes, a 90 AU.

La mayor parte de los astros están millones de veces más alejados y por eso se emplea otra unidad para describir sus distancias: el pársec.


III.5.b. La paralaje
La manera para encontrar la distancia a las estrellas cercanas se llama paralaje, y se refiere a la diferencia en ángulo de observar un mismo objeto desde dos puntos distintos. Para comprenderlo puedes hacer lo siguiente: coloca un dedo extendido delante de tu cara, bastante cerca, y obsérvalo alternadamente con cada ojo, notarás que parece ubicarse en sitios distintos respecto de algún objeto distante, como un cuadro o un edificio. Ahora repite el experimento extendiendo el brazo. Notarás que el dedo parece brincar de un sitio a otro respecto de los objetos lejanos. Entre más alejado está tu dedo es menor su movimiento visto con un ojo y el otro. Es decir que podríamos estimar la distancia al dedo observando cuánto se desplaza respecto del cuadro o del edificio. A la diferencia de posición de un objeto cercano respecto de uno lejano visto desde dos puntos de vista distintos se le conoce como paralaje.

Para aplicar el método de la paralaje a estrellas se emplea el movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol, podemos observar a una estrella desde dos puntos de vista diferentes. Así, las estrellas cercanas parecen desplazarse ligeramente respecto a las lejanas cuando se observan desde dos puntos alejados de la órbita terrestre.

Este método de ubicar estrellas tiene varias dificultades. El primero es que la mayor parte de las estrellas que se ven de noche en algún sitio de la órbita terrestre estarían del lado día cuando nuestro mundo está del lado opuesto de la órbita. Así que en general la paralaje no se puede medir con la separación máxima entre dos posiciones de la Tierra, sino la que permita observar las estrellas de noche. Sin embargo, se ha logrado medir la paralaje de las estrellas más cercanas.

Otra dificultad que presenta la paralaje proviene de la turbulencia atmosférica. Como hemos explicado en la sección 2, por la turbulencia de la atmósfera la luz de las estrellas se deforma al atravesar nuestra capa de aire, lo que da lugar a que las estrellas parecen temblar, el titilar de las estrellas; entre más turbulenta está la atmósfera, más centellean. Los mejores observatorios del mundo se construyen en sitios elevados con atmósferas estables, es decir donde la cantidad de atmósfera es la menor posible (es decir, donde es menor la presión atmosférica) y el centellear de las estrellas sea menor, pues lo ideal es que se vean como puntos de luz. Además los telescopios modernos están diseñados para deformarse instantáneamente de acuerdo con las perturbaciones atmosféricas y por consiguiente compensar por el titilar de los astros.

Además, todas las estrellas están en constante movimiento, aunque sus velocidad puedan ser de decenas de kilómetros por segundo sólo se mide el traslado angular al comparar fotografías tomadas con muchos años de diferencia; lo que se puede medir es el cambio de posición de las estrellas más cercanas respecto de las lejanas. Así que al determinar la paralaje estelar se tiene que compensar por el movimiento estelar.

De 1989 a 1993 estuvo en operación un satélite llamado Hipparcos cuyo propósito fue la determinación de paralajes con altísima precisión, es decir la determinación de las distancias de un gran número de estrellas cercanas. Midió las paralajes de mas de 100 000 estrellas con una precisión 200 veces mayor que la alcanzada desde Tierra. Fue necesario poner en órbita un telescopio con este propósito, puesto que al estar fuera de nuestra atmósfera su precisión es mucho mayor.


Recuadro

El pársec
Los astrónomos utilizan unidades particulares llamadas pársecs para medir las distancias a las estrellas. El pársec es la distancia a la que se encontraría una estrella si el ángulo que subtendiera desde la distancia de la órbita de la Tierra fuera de 1 segundo de arco. Es decir, si existiera una estrella cuya paralaje fuera un segundo de arco estaría a un pársec de distancia.

Para que tengas una idea de lo pequeño que es un segundo de arco, piensa en el tamaño que tendría una moneda de un peso, que estuviera en el Zócalo, vista desde el Castillo de Chapultepec. Este ángulo es corresponde a un segundo de arco.

Otra manera de entender a lo que corresponde un segundo de arco, es a partir del tamaño de la Luna llena. La Luna es del mismo tamaño aparente que el Sol, por eso lo cubre durante los eclipses. También es del mismo tamaño del ancho de tu pulgar con el brazo extendido, esta es la razón por la que puedes cubrir la Luna con tu dedo. El ancho de la Luna es igual a medio grado. Es decir, que tiene 30 minutos de arco y por lo tanto, 1 800 segundos de arco. Una estrella con paralaje de un segundo de arco, si estuviera a un pársec de distancia se desplazaría 1 800 veces menos que el ancho de la Luna si la pudiésemos observar desde el Sol y desde la Tierra al mismo tiempo.

Un pársec es igual a 3.085678 x 1013 km (es decir, 30.8 trillones de km). Cabe notar que todas las estrellas están a más de un pársec de distancia. La más cercana se encuentra a 1.3 pársec, y la mayoría de las estrella a más de mil, es decir a más de un kilopársec.

En algunas publicaciones aparece otra unidad de distancia astronómica, el año luz = 9.46053 x 1012 km. Esta es la distancia que recorre la luz en un año viajando a 300 000 km/seg. Un pársec es igual a 3.26 años luz.
III.5.c. La paralaje espectroscópica
En la sección de la pupila del telescopio vimos que la intensidad de una fuente de luz disminuye como el cuadrado de la distancia. Si todas las estrellas fueran idénticas al Sol podríamos estimar su distancia midiendo su brillo, entre más distantes menor brillo.

Si todas las fuentes de luz fuesen focos de 60 watts sabríamos que los brillantes estarían cerca y si los débiles estarían lejos. Pero todos sabemos que hay focos distintos, desde los pequeñitos para aparatos electrónicos, hasta los muy potentes como los de los aviones.

Para corregir por la diferencias de brillo de un foco bastaría con poner ver sus especificaciones, así tendríamos un catálogo de brillos posibles y si supiéramos los datos del foco, comparando el brillo que observamos se podría determinar su distancia. Si sabemos que es de 100 watts, bastaría con compararlo con otro igual cuya distancia conocemos. De otra manera no sabríamos si estamos viendo dos focos igualmente brillantes o que se trata de un foco de 120 watts más alejado que uno de 40 más cercano.

Pues resulta que sí es posible distinguir entre las estrellas como el Sol o las gigantes y enanas al estudiar su espectro, que es el nombre técnico para arco iris.

Se pueden agrupar las estrellas por el aspecto de sus espectros, a eso se le llama tipo espectral. Así, a las estrellas cercanas se les mide su brillo, su paralaje y se les toma su arco iris. De esta manera se clasifican los diferentes tipos de espectro de las estrellas con su brillo intrínseco. Posteriormente si queremos determinar la distancia a una estrella más alejada se le toma su espectro, así sabemos de que tipo es. Comparamos su brillo con el de alguna estrella del mismo tipo cuya paralaje conozcamos podemos determinar su distancia. A este método para calcular distancias se le conoce como paralaje espectroscópica.
III.5.d. Las estrellas variables
La mayor parte de las estrellas son variables, o sea que su brillo aumenta y disminuye. Algunas cambian de brillo de manera repetitiva (periódica), entre las más conocidas son las estrellas variables Cefeidas, ya que la primera se descubrió en la constelación de Cefeo. Lo que se detecta es que la luz que emiten varía con el tiempo, en cuestión de horas, o de días, en ciclos que se repiten incansablemente. En muchos casos esto se debe a que el diámetro de la estrella cambia, por lo tanto la superficie que emite luz se modifica y por consiguiente la cantidad de radiación que recibimos. Al fenómeno de cambio periódico del tamaño de una estrella se le llama pulsación.

Al tiempo transcurrido entre dos pulsaciones completas de una estrella se le llama periodo, éste depende de su densidad promedio. Entre más densas son, más corto es su periodo de pulsación, es decir les toma un tiempo menor completar un ciclo. En realidad P, el periodo de pulsación, es proporcional al inverso de la raíz cuadrada de la densidad: P = constante/(densidad)1/2. En la secuencia principal, (de la que hablaremos más adelante) una estrella de 10 masas solares es 4.9 veces más grande que el Sol y por lo tanto es 12 veces menos densa que el Sol, en cambio, una estrella de 1/2 masa solar tiene 3.7 veces mayor densidad que el Sol. Por lo tanto una estrella de 10 masas solares pulsa 7 veces más lentamente que una de ½ masa solar.

Piensa en varias campanas, probablemente has notado que entre más grande es suena más grave, porque oscila más lentamente. Las estrellas gigantes son las que tienen mayor tamaño, menor densidad y pulsan más lentamente.

Las variables Cefeidas se encuentran en el plano de nuestra galaxia y en otras galaxias donde están estrellas relativamente jóvenes como el Sól y aún más jóvenes. A partir de observar estas estrellas en lugares a los que se les conoce su distancia se ha determinado que obedecen una relación periodo-luminosidad. Es decir, que todas las estrellas variable Cefeidas del mismo periodo de pulsación tienen la misma luminosidad. Una vez que se determina que una estrella variable es de este tipo, significa que también se le ha medido su periodo de pulsación. Al compararla con la calibración de la relación periodo-luminosidad se determina su luminosidad. Ésta nos dice cuán brillante debería ser si estuviera a una distancia conocida, por ejemplo la del Sol; comparando el brillo observado con el que pudiera tener se puede calcular la distancia, puesto que sabemos que ésta depende del brillo.

Con el método de pulsación de estrellas Cefeidas se puede medir distancias hasta galaxias relativamente cercanas.

  1   2   3   4   5   6   7   8


La base de datos está protegida por derechos de autor ©espanito.com 2016
enviar mensaje