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Física y Astrofísica MODULO 0

Movimiento aparente de los asros

La Astrofísica estudia el origen, estructura y evol ución de los objetos celestes para lo cual recurre a su investigación cuantitativa y a la s leyes físicas que los gobiernan. Pero su lejanía y la naturaleza de los fenómenos estudia dos confieren a esta disciplina un carácter singular en relación con otras ramas de la Física. Exceptuando los planetas y otros objetos del sistema solar, que constituyen un a fracción insignificante y poco representativa del Universo, no podemos elegir el i nstante y lugar de observación ni influir, modificar propiedades y obtener muestras d e un astro para realizar análisis directos en laboratorio. Todo lo que conocemos acer ca de ellos proviene de su observación pasiva, del estudio detallado de la rad iación que emiten, observada primero

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a simple vista y luego mediante telescopios de diferentes tipos y tamaños, instalados en tierra y en satélites artificiales.

Otras características diferenciales de la investiga ción astrofísica son las escalas de magnitudes de los fenómenos que estudia, cuyo rango supera de lejos el de las experiencia realizadas en los laboratorios terrestr es. La unidad de distancia es el parsec (1 pc = 3.086 x 10 13 km = 3.26 años luz) pero en el universo extragaláctico es utilizado el megaparsec (1 Mpc = 10 6 pc). El tamaño de las estructuras puede variar ent re 2x10 -5 cm ( granos de polvo interestelar ) a 1022 km (supercúmulos de galaxias ), las temperaturas entre 10 K en la regiones de hidrógeno neutro (HI) y 109 K en la explosión de supernovas; las densidades pasan de 10 -26 g cm -3 (regiones H I) a 10 16 g cm -3 ( agujeros negros) y los campos magnéticos son de 10 -10 teslas en el medio interestelar y alcanzan las 10 8 teslas en las estrellas de neutrones. Rangos que p ueden ser todavía más amplios si incluimos las condiciones físicas presentes en l as diversas etapas del universo primigenio. Es fácil comprender entonces el importa nte papel que puede desempeñar la Astrofísica para el control de teorías en condicion es físicas imposibles de conseguir en los laboratorios terrestres Antecedentes históricos

La Astrofísica tiene su origen en la Astronomía , la más antigua de las ciencias. Desde la más remota antigüedad surgen testimonios mostrando la importancia que el hombre atribuía a los fenómenos celestes y la información recopilada con el fin de establecer un calendario, medir el tiempo y obtener ayudas en la navegación. Y es que la observación más simple permite descubrir la regularidad del mov imiento aparente de los astros: las salidas y puestas del Sol y de la Luna, las distint as fases de ésta, los eclipses de ambos, la trayectorias de los planetas , la posición del Sol en el Zodíaco y el retorno de las estaciones. EI cielo proporcionaba referencias a lo s pueblos migradores e indicaciones a los sedentarios sobre las épocas más convenientes p ara la siembra y recogida de las cosechas.

Esta astronomía primitiva estuvo estrechamente rela cionada con aspectos mágicos, mitológicos e ideas religiosas y filosóficas. La ex istencia de una indudable relación entre algunos fenómenos astronómicos y el desarrollo de l a vida en la Tierra, fundamentaría probablemente una primera idea acerca de la unidad de la naturaleza, singularizando

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sucesos como los eclipses y la presencia de los cometas, que tendrían un significado excepcional. Es comprensible que se imputara a los objetos celestes la posibilidad de condicionar el destino de los hombres y que, consec uentemente, ello diera lugar a verdaderos cultos astrolátricos. Así por ejemplo, l os caldeos tenían siete divinidades: EI Sol, la Luna y los cinco planetas observables a sim ple vista. Los babilonios adoraban al Sol, y también los egipcios bajo el nombre de Ra. E stos últimos atribuían dos identidades a Venus y consideraban la Vía Láctea como el Nilo celeste.

El estudio del cielo, en el sentido actual del térm ino, comienza en la antigua Grecia, donde fue planteado de manera más original y precis a. Allí consiguieron medir distancias sobre la Tierra y posiciones de cuerpos celestes proporcionando, con ayuda de la geometría, las primeras estimaciones realista s de las distancias y tamaños de los objetos externos, la descripción de las órbitas de la Luna y algunos planetas, de los que llegaron a predecir con antelación sus posiciones. Platón presentaría en sus Diálogos, preferentemente en Timeo, una teoría astronómica in spirada en la escuela de Pitágoras: la Tierra, inmóvil, está en el centro de un univers o cerrado y dividido en nueve esferas concéntricas, de las cuales la última contiene las estrellas, que están fijas en ella, y gira de Este a Oeste alrededor del eje de la Tierra. Cad a una de las esferas interiores comprende la Luna, el Sol y los planetas visibles. Todas rotan uniformemente alrededor de un eje perpendicular al plano de la eclíptica. L a inmovilidad de la Tierra, el antropocentrismo, los movimientos circulares de los cuerpos celestes, la ausencia de la noción de vacío, el espacio comprendido entre la Ti erra y la esfera solar estaba ocupado por el éter, son las bases de los sistemas astronóm icos elaborados posteriormente, que sólo serán desechados tras los trabajos de Copérnic o y Kepler.

La astronomía griega alcanza su culminación con Pto lomeo de Alejandría ( 150 DC) quien a partir de trabajos anteriores de Hipparco y utilizando los postulados físicos de Aristóteles, elabora un sistema articulado en el Al magesto (en árabe, el más grande), que sería utilizado por todos los astrónomos hasta el s iglo XVI. Este tratado, en trece volúmenes, incluía también un catálogo estelar con las posiciones y magnitudes (en una escala de 1 a 6) de 1022 estrellas.

La Astronomía moderna inicia su desarrollo con Nico lás Copérnico (1473-1543) quien el año de su muerte publica un trabajo de importancia capital, De revolutionibus orbium caelestium. La Tierra ya no permanece inmóvil en el centro del universo, sino que está animada de un doble movimiento: de rotación sobre e lla misma, en 24 horas, y de revolución alrededor del Sol, en un año. También es tablece movimientos similares para los planetas y satélites, configurando un sistema m ás simple que el de Ptolomeo, aunque mantiene como él los movimientos circulares.

Una aportación fundamental en el desarrollo de la n ueva astronomía es debida a Tycho Brahe (1546-1601) cuya importancia es debida, más q ue a sus trabajos teóricos, a los observacionales, realizados metódica y sistemáticam ente, a diferencia de sus antecesores, que registraban únicamente posiciones notables de la Luna, del Sol y de los planetas. La labor de Tycho Brahe, que pasaría a la historia de la astronomía, sentó las bases que facilitarían a su discípulo Johannes Kepler (1571-1630), el descubrimiento de las famosas leyes que rigen el movimiento de los planeta s. Los trabajos de éste, Astronomía Nova y Epitome, publicados en 1609 y 161 8, respectivamente, marcan el abandono de las órbitas circulares y la ruptura def initiva con unos conceptos tradicionales que estaban profundamente arraigados. Kepler aplicó también sus teorías a los satélites de Júpiter, descubiertos por Galile o Galilei con ayuda de un pequeño anteojo, cuya introducción en la observación astron ómica constituye uno de los hitos de la astronomía moderna. AI defender las tesis de Cop érnico, tanto Kepler como Galileo padecieron en diferentes grados las consecuencias d e la desaprobación de sus jerarquías religiosas, Iuterana y católica respecti vamente.

La publicación de los Principia en 1685 por Isaac N ewton ( 1643-1727) marca uno de los puntos culminantes de la ciencia moderna, las leyes de Kepler quedan incluidas en un sistema físico que explica una serie de fenómenos n aturales como las estaciones del

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año, las mareas, los movimientos de los astros, med iante un conjunto consistente de leyes de carácter general que podían ser probadas e n un laboratorio.

En este punto la Astronomía y la Astrología inician caminos diferentes y desde entonces no tienen ningún punto común. Mientras que la prime ra busca una explicación mecanicista de los fenómenos naturales aplicando le yes formuladas consistentemente y controladas en laboratorio, la Astrología tiene com o objetivos la realización de predicciones sobre la personalidad de los individuo s y de los sucesos, basándose en las posiciones relativas de los astros. Los controles e xperimentales y análisis estadísticos efectuados sobre éstos y otros aspectos englobados en lo que actualmente recibe el nombre de Astrología, permiten afirmar que ésta no solamente carece de bases científicas, sino que su difusión fomenta la irraci onalidad y el oscurantismo.

Durante el siglo XVIII tienen lugar aportaciones im portantes en el campo de la astronomía observacional que constituyeron la base observacional para el estudio del Universo a gran escala. Ch. Messier, presentó en la Academia de Ciencias de Francia en 1771, el primer catálogo de nebulosas y asociaciones de cúmulos estelares, descubiertas u observadas por él. Trece años más ta rde publicaría una revisión incluyendo otras 103 nebulosas o cúmulos. Todavía e n la actualidad los astrónomos nombran estos objetos con una M inicial, de Messier , seguida por el número que ocupan en el antiguo catálogo. En la misma época, Willian Herschel, astrónomo del rey Jorge V, inspirado en este trabajo, inicia la observación si stemática de nebulosas, con ayuda de un telescopio de 45 cm. En 1786 publica el primer catálogo con 1 000 nebulosas y cúmulos, anunciando además las resolución en estrel las de muchos de los objetos que habían sido descubiertos por Messier. Desde entonce s y hasta 1802, Herschel publicó, dos listas suplementarias de nebulosas y asociacion es estelares, elevando hasta 2500 el número de objetos descubiertos. Este astrónomo mant enía la hipótesis de que las nebulosas, no resolubles en estrellas, eran sistema s estelares análogos a la Vía Lactea y muy lejanos. Consideraba que la nebulosa Andrómeda (M31) era la más próxima y su distancia dos mil veces mayor que Sirius.

Estos trabajos fueron ampliados por William Parsons con la ayuda de un telescopio de 1.85 m fabricado por él. Resultados destacables son el descubrimiento entre 1845 y 1848, de la estructura espiral de muchas nebulosas, en particular M51, M33, M74 y M101. También identificó gran número de nebulosas débiles . Parsons tenía la idea de que con grandes telescopios todas las nebulosas podrían res olverse en estrellas. S. Alexander, por la misma época, llevó a cabo por vez primera un estudio taxonómico de galaxias, cuyo significado físico sigue siendo todavía materi a de investigación. Fue él quien denomino a las nebulosas que no eran espirales. En 1864 aparece el primer "General Catalogue". Contenía más de 5000 objetos descubiert os por Herschel y su hijo.

Los trabajos citados anteriormente consistían princ ipalmente en catálogos de coordenadas y descripciones puramente morfológicas de los objetos listados. Aun cuando existía la sospecha de que muchos de ellos e ran muy lejanos, la información disponible no permitía calcular su distancia.

En 1888 Dreyer publica el "New General Catalogue" d e nebulosas y asociaciones, que comprendía mas de 7800 objetos y que fué seguido de dos "Index Catalogue", que elevarían hasta 13000 el número de objetos conocido s. Confirmando la existencia de asociaciones que más tarde serían identificadas com o cúmulos y supercúmulos, de galaxias. Aparecía en estos catálogos un llamativo exceso de objetos brillantes en el Hemisferio Norte galáctico, que más tarde fue ident ificado como el supercúmulo Virgo o supercúmulo Local.

El estudio de la estructura física de los objetos c elestes, y del conocimiento del Universo, fue facilitada por la experiencia de Newt on, en 1656, al descomponer la luz solar con la ayuda de un prisma, en una banda conti nua de colores que denominó espectro. El paso siguiente no tiene lugar hasta 1802, cuando Wollanston detecta siete líneas oscuras en el espectro solar. Desgraciadamen te este descubrimiento paso

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desapercibido a la comunidad científica de la época . Incluso el mismo Wollanston consideró su descubrimiento poco relevante al inter pretar estas líneas como límites que separaban las bandas de colores. Una década más tar de, Fraunhoffer, observó y midió cuidadosamente las posiciones de más de 500 líneas obscuras, pero no pudo proporcionar una explicación acerca de su verdadera naturaleza. Fueron los trabajos de Kirchhoff al obtener en laboratorio los espectros d e cuerpos sólidos y gases y estudiarlos cuidadosamente, los que permitieron atr ibuir estas líneas obscuras a transiciones específicas de los átomos excitados fa cilitando de esta forma, la rápida identificación de muchos elementos químicos en la atmósfera del Sol y en consecuencia la determinación su composición química cualitativa y la naturaleza gaseosa de la región emisora.

El descubrimiento de la fotografía y el progreso en la elaboración de emulsiones fotográficas, produjo un rápido avance en la aplica ción de la espectroscopía a la astronomía. En 1863 Huggins obtiene los primeros es pectros estelares abriendo una nueva era en la Astronomía. También identificó en A ndrómeda, la presencia de un espectro continuo que consideró podría estar originado por estrellas, proporcionando de esta forma consistencia a la teoría de los "univers os islas" popularizada por Humboldt en "Cosmos"(1845-1850). En 1899, Scheiner obtiene u n espectrograma del centro de la galaxia Andrómeda que tenía muchas características similares al observado en el Sol. De su análisis dedujo que esta galaxia, conocida enton ces como una nebulosa, era en realidad una agrupación inmensa de estrellas no res ueltas. Este resultado fue confirmado por Richtey, quien consiguió resolver im ágenes estelares en los brazos espirales de Andrómeda y otras grandes galaxias cer canas.

A fines del siglo XIX, existían ya miles de espectr os fotografiados y clasificados. En 1896 tiene lugar la publicación del catálogo Henry Drape r, que contenía información espectral sobre unos 500.000 objetos, y que aun es utilizado en la actualidad. Los trabajos de Planck, en 1900, fueron un paso decisivo para la co nsecución de una interpretación cuantitativa de los espectros y las distribuciones de energía estelares, cuyo estudio detallado pudo llevarse a cabo una década más tarde . Estos resultados han facilitado el conocimiento de la estructura y composición química de los objetos celestes y la descripción detallada del Universo local.

El primer espectrograma de una galaxia, M 31, susce ptible de ser utilizado para la determinación de velocidades radiales por desplazam iento Doppler de las líneas espectrales, fue tomado por Slipher(1912) quien der ivó una velocidad de aproximación de -300 km s -1. Posteriormente fueron observadas también galaxias con velocidades radiales positivas, encontrándose valores del orden de 1100 km s -1. Estos resultados sirvieron de base para establecer que si una nebulo sa es un sistema estelar, las grandes velocidades observadas implican distancias del orde n de un millón de años luz.

Sin embargo en 1917 todavía era cuestionada la natu raleza extragaláctica de las nebulosas espirales, hasta el punto de que la Natio nal Academy de Washigton, consideró necesario organizar un debate acerca de l a naturaleza de estos objetos: ¿Eran universos islas parecidos a nuestra Galaxia , u objetos peculiares localizados en nuestra propia Galaxia?.

Las primeras aportaciones destacadas de Hubble se p rodujeron en 1923-1924, al demostrar que las curvas características de las cefeidas descubiertas en objetos extragalácticos , obedecían a la relación periodo- luminosidad encontrada por Leavitt en 1912, para las Nubes de Magallanes. Uno de los resu ltados más destacables fue la determinación de la distancia a la Pequeña Nube de Magallanes, para la que encontró un valor de 930.00 años luz, que la situaba netamente fuera de la Vía Láctea. Los trabajos de Baade y otros, probaron luego que esta distancia er a en realidad un poco mayor. No obstante permanecía inalterada la principal conclus ión de Hubble: las nebulosas espirales están fuera de la Galaxia y cuando su dis tancia es suficientemente grande todas parecen alejarse de nosotros a una velocidad es proporcional a su distancia.

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Posteriormente Humanson, en 1935, incrementó hasta 200 el número de galaxias con velocidades radiales conocidas, ampliando el univer so observable a distancias correspondientes a velocidades de 42000 km s -1.

Desde finales del siglo XIX y principios del XX la Física pasa a desempeñar un papel decisivo en la interpretación de los fenómenos astr onómicos. La Astrofísica adquiere una progresiva importancia sobre la astronomía clás ica. Actualmente los términos Astronomía y Astrofísica son en general, sinónimos, y así serán considerados en lo que sigue, si bien en algunos casos el primero queda re servado a la observación y estudio de cuestiones de Astrometría y Mecánica Celeste, concernidas con la determinaci ón y análisis de la posición y movimiento de los astros El cielo a simple vista

El cielo es en cierto sentido un laboratorio al que todos tenemos acceso. Para iniciarse en su estudio no es preciso más que una simple cart a del cielo. La primera tarea es identificar las constelaciones estelares. En el Alm agesto, Ptolomeo listó 48 constelaciones, que eran visibles en las riberas de l Mediterráneo y que tenían los nombres dados a las formas aparentes, en la antigüe dad, de algunos grupos de estrellas proyectadas sobre el cielo: Cangrejo (en latín Cánc er), Cisne (Cygnus), Toro (Tauro), Lira (Lyra), Boyero (Bootes), Cochero (Auriga), etc. En el año 1930, la Unión Astronómica Internacional dividió la esfera celeste en 88 zonas, fijando los Iímites de las mismas. Las constelaciones carecen de interés en sí mismas, no hay ningún tipo de relación física entre las estrellas que las forman, pero son una re ferencia útil para facilitar la observación del cielo. Es una antigua norma designa r las estrellas con una letra griega seguida de una abreviatura, que comprende las tres primeras letras del nombre latino de la constelación . Sin embargo, las muy brillantes poseen además nom bre propio y las débiles son conocidas únicamente por el número de u n catálogo.

La Tierra, en el curso de su viaje anual alrededor del Sol, atraviesa en su camino regiones ricas en objetos rocosos de diferente tama ño, y restos o incluso la cola misma de los cometas. Una de las consecuencias de estos encuentros es la aparición en nuestra atmósfera de unas trazas incandescentes denominadas estrella s fugaces. Muy numerosas en determinadas épocas del año, son estud iadas entonces con interés por los aficionados a este tipo de fenómenos, que deter minan, en ocasiones a simple vista, sus trayectorias y fluctuaciones de brillo .

La observación a simple vista de los planeta s Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno no presenta en general grandes dificultades. Mercur io, de color algo rosado, es el más difícil de identificar ya que aparece cerca del Sol . Cuando está favorablemente situado puede identificarse poco antes de la salida del Sol o inmediatamente después del ocaso. Venus, brillante y blanquecino, es de mayor tamaño que el anterior y está más cerca de nosotros, observándose en el Oeste, después del cre púsculo, y en el Este, antes de la aurora. Sin embargo, la época más favorable para su estudio es a mediados de marzo, que es cuando alcanza una gran altitud sobre el hor izonte. Marte, muy llamativo a causa de su intenso color rojo, se identifica fácilmente cuando se encuentra en el lado opuesto al Sol en el cielo, esto es, en oposición. Júpiter, a causa de su gran tamaño y brillo, difícilmente puede confundirse con ningún otro obje to, excepto quizás Venus. Es de color blanco cremoso. Saturno, amarillento, es más difícil de reconocer y se identifica a menudo, erróneamente, como una estrella. Los más le janos, Urano, Neptuno y Plutón, no pueden observarse sin instrumentos. Los colores de los planetas proporcionan también información sobre las propiedades de sus superficie s.

Los cometas, caracterizados por una apariencia y mo vimientos llamativos, han sido objeto de atención desde la antigüedad. Vienen desd e los confines de nuestro sistema solar y contienen claves sobre su origen. Son ademá s la sede de importantes y curiosos fenómenos físicoquimicos.

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El Sol es la estrella más próxima y por ello podemo s distinguir, incluso a simple vista, fenómenos y estructuras detalladas irreconocibles e n otras estrellas más lejanas. Proyectando su imagen con ayuda de un pequeño instr umento es posible identificar, en épocas adecuadas, las manchas solares . Durante un eclipse pueden contemplarse además, adoptando la precaución de utilizar un cris tal ahumado, la cromosfera y la corona, que son las regiones más externas, y en cir cunstancias favorables, las fulguraciones.

Las estrellas tienen colores que pueden distinguirs e a simple vista y que están relacionados con sus temperaturas y composiciones q uímicas. Las hay azules como Vega (αααα Lyrae o αααα Lyr), observable en verano en la constelación de L ira, son las más calientes; amarillas como el Sol; y rojas, las más frías, como Arturo (αααα Boot), en Boyero, observable desde la primavera hasta el otoño, y Pol lux ( ββββ Gem) que se ve en invierno en los Gemelos.

Hay estrellas que tienen compañeras con las que est án Iigadas fisicamente y que son visibles como εεεε Lyrae. Durante el verano pueden identificarse las d os componentes del sistema. Pero esto no es siempre posible. Sin embar go, su presencia puede establecerse a través de las perturbaciones que produce en el br illo de la estrella más luminosa. Así ocurre con ββββ Persei, espléndido objeto azul visible en el otoño e invierno en Perseo. Su brillo permanece invariable durante 20 minutos, tie mpo que dura el eclipse y, concluido éste, aumenta a lo largo de cinco horas.

En ciertos casos, las variaciones del brillo están relacionadas con modificaciones de su estructura que las convierten en objetos pulsantes. A esta clase pertenece h Aquilae amarillenta, cuyo periodo de siete días facilita el seguimiento a simple vista de sus fluctuaciones de brillo. También Mira Ceti, roja, q ue durante el periodo de variación de luminosidad , de 332 días, pasa de ser observable a simple vist a a desaparecer prácticamente en el cielo, cuando su brillo es míni mo.

Además de los sistemas binarios, existen agrupacion es gravitacionales más complejas, cuyos miembros estelares tienen un origen común y p ropiedades muy similares. Son los cúmulos, entre los que destacan las Pléyadas o Pléy ades, observables en la constelación de Toro durante el otoño e invierno, y de las que se distinguen a simple vista seis o siete estrellas. A la misma clase pert enecen ηηηη y χχχχ Persei, observables al final del verano. Contienen estrellas jóvenes, a diferenc ia de M 13 que comprende un gran número de estrellas muy viejas. Su masa es 300 000 veces mayor que la del Sol Puede contemplarse sin la ayuda de instrumentos al final de la primavera y durante el verano, en la constelación de Hércules.

El espacio comprendido entre las estrellas no está vacío. Contiene una mezcla de partículas de composición diversa y gas. Este mater ial interestelar, cuya densidad es muy baja, aparece en ocasiones muy concentrado en u nos objetos denominados nebulosas, que son la sede de interesantes fenómeno s. En algunas de éstas, como Orión, está ocurriendo la formación de nuevas estre llas. Es visible con un pequeño telescopio durante el invierno, en la constelación de su mism o nombre.

Todos los objetos mencionados anteriormente forman parte de nuestra Galaxia , un sistema autogravitante que comprende también la Vía Láctea . Esta banda luminosa, fácilmente reconocible en invierno, se extiende des de la constelación del Cisne hasta el horizonte, en el Sur, pasando por Casiopea y el Coc hero.

El Universo está poblado por objetos similares a la Galaxia, pero sus enormes distancias los hacen difícilmente accesibles a la observación directa. Sin embargo, en las noches de otoño sin Luna, puede identificarse Andrómeda, p rototipo de las galaxias espirales y considerada gemela de la nuestra. Tiene una masa un billón de veces mayor que la del Sol y dista más de 10 19 km.

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La observación astronomica y sus limitaciones

El ojo humano, capaz de mostrarnos la riqueza y div ersidad del cielo, no puede percibir la totalidad de la luz emitida por un astro, ya que su sensibilidad está reducida a una pequeña banda de unos 2000 Å (1 Å = 10-8 cm), centrada en la región amarilla del espectro electromagnético, denominada luz visible. Tampoco puede el ojo acumular la luz emitida por una fuente y de esta forma incremen tar su brillo . Por consiguiente, en las observaciones a simple vista no son perceptibles lo s objetos más distantes y menos luminosos. A estas limitaciones del ojo como detect or hay que añadir otras impuestas por la atmósfera terrestre.

En efecto, nuestra atmósfera sólo permite el paso d e la radiación electromagnética proveniente del espacio a través de ciertas ventana s, cuya localización esta esquematizada en la figura 0-0-4. Las moléculas de oxígeno y nitrógeno, y en particular el ozono, son principales responsables de la absorción de las radiaciones γγγγ , X y ultravioleta. Afortunadamente, porque son pernicios as para el desarrollo y mantenimiento de la vida en la Tierra. Para detecta rlas y obtener una información sustancial sobre importantes fenómenos que ocurren en muchos objetos celestes, es necesario realizar las observaciones por encima de los 100 km. A los 3000 Å comienza la ventana óptica que no es completamente transparente , ya que en el rojo aparecen absorciones debidas al vapor de agua. Esta molécula , junto con las de dióxido de carbono son además causantes de la opacidad parcial, en los dominios infrarrojo y radio.

La atmósfera terrestre produce también otros efecto s perturbadores.

Los átomos, moléculas y partículas de polvo del air e causan producen una difusión de la luz de los astros, que es tanto mayor cuando más pe queña sea la longitud de onda. Así, la absorción atmosférica es unas trescientas veces más grande e n el azul que en el rojo, dando lugar a que los astros aparezcan Iigeramente enrojecidos. Este efecto es más importante cuando los objetos observados están próx imos al horizonte, ya que entonces es mayor el camino recorrido por la luz en la atmós fera.

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Estas restricciones han configurado un universo obs ervable que han permanecido sin grandes variaciones a lo largo de la historia de la humanidad. Sólo en épocas relativamente recientes, que han coincidido con el desarrollo teórico y experimental de la Física y la Química, han ocurrido modificaciones su stanciales que son, además, reveladoras de la interacción entre el progreso en el conocimiento del Universo y el desarrollo tecnológico

Los intentos por superar las limitaciones del ojo p ara la observación astronómica, recibieron un impulso importante, primero con la in troducción del telescopio y más tarde con la aplicación de fotografía. Al tener ésta mayo r capacidad de integración que el ojo, facilitó la detección de objetos más débiles y dist antes, la percepción de radiación emitida por los astros que era inaccesible a la obs ervación directa y el registro permanente de las imágenes observadas. Estas ventaj as han sido posteriormente incrementadas y ampliadas con la introducción de lo s fotomultiplicadores y los detectores de estado sólido tipo CCD los cuales, además de tener mayor eficacia que la placa fotográfica, suministran una respuesta a la s eñal luminosa enviada por los astros, que puede tratarse directamente con ordenador, mejo rando con ello la rapidez y precisión de los análisis,

Astronomía desde el espacio

La aplicación a la observación astronómica, en 1930 , de detectores sensibles a la radiación infrarroja, y sobre todo el descubrimient o el año siguiente de señales de radio procedentes de la Vía Láctea , amplió el rango espectral accesible desde tierra e introdujo una nueva metodología en la observación astronómica , produciendo importantes progresos y el descubrimiento de fenómenos físicos de gran interés.

Cuando comienza la era espacial, aparece la observa ción astronómica como uno de sus primeros objetivos científicos. Los instrumentos em barcados, primero en cohetes y más tarde en satélites artificiales, han conseguido sup erar la barrera impuesta por la atmósfera terrestre. Con instrumentación adecuada, prácticam ente puede recibirse la radiación electromagnética emitida por los astros e n cualquier rango espectral, si es suficientemente intensa. Las primeras experiencias espaciales tenían limitaciones

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importantes de peso y volumen que condicionaban el alcance de los objetivos científicos. Por ello el Telescopio Espacial Hubble , de 2.40 m de diámetro, ha producido una verdadera revolución, aportando información que ha mejorado nuestro conocimiento del Universo,

Uno de los resultados más populares de la investiga ción espacial ha sido el estudio directo de satélites y planetas de nuestro sistema solar con la ayuda de sondas y otras experiencias espaciales; mediante ellas, es posible recoger muestras y realizar análisis directos. Los métodos utilizados y la abundante inf ormación obtenida, han configurado los estudios planetarios como una disciplina que la s corrientes investigadoras actuales sitúan en el marco de la Geofísica y la Aeronomía.

Otros canales de información astronómica

Se ha intentado también extraer información sobre e l universo observable utilizando canales distintos de la radiación electromagnética, como la radiación cósmica, los neutrinos y la radiación gravitacional.

La radiación cósmica está constituida por un 90% de protones, 9% de partículas αααα (núcleos de helio) y un 1% de núcleos más pesados, así como electrones, positrones, etc. El espectro de energía cubre desde 10 6 a 1020 electrón voltios ( 1 eV = 1.602 x 10 -12 erg ) por partícula, con una energía media de mil m illones de eV. Esta composición parece indicar que las fuentes son predominantement e estrellas muy evolucionadas en fase explosiva, como las supernovas. En su viaje, l os rayos cósmicos primarios

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colisionan inelasticamente con los componentes del medio interestelar , dando lugar a núcleos secundarios, los cuales, a su vez, interacc ionan con los átomos de la atmósfera terrestre al penetrar en ella. Se produce así una l luvia de partículas que puede detectarse en tierra, o mejor aún, a grandes altitudes con la ayuda de globos. Los rayos cósmicos proporcionan muy escasa información desde el punto de vista astrofísico ya que es difícil, si no imposible, establecer con precisión su composición original y también localizar la región de procedencia. Sin embargo, la investigación en este campo permitió el descubrimiento del positrón y otras partículas c omo el muón y el pión, y facilita el análisis del comportamiento y propiedades de las pa rtículas elementales en la naturaleza.

Los neutrinos son partículas sin carga eléctrica qu e durante mucho tiempo se ha creído que carecían de masa, si bien experiencias reciente s, controvertidas, parecen indicar lo contrario. Se originaron en los primeros instantes de la formación del Universo y también en los fenómenos de carácter explosivo que tienen lugar en el curso de la evolución de las estrellas muy masivas así como en las reacciones nucleares del interior de las estrellas. Los neutrinos generados de esta ú ltima manera salen al exterior sin sufrir interacciones con la materia estelar. Por el lo son los únicos que pueden suministrar información directa sobre los fenómenos que allí ocurren. Se han detectado en tierra neutrinos originados en el interior del S ol, pero su escaso número y la complejidad del detector han dado lugar a interpret aciones diversas y en algunos casos contradictorias. Los avances en la astrofísica de neutrinos requieren un mejor conocimiento de la naturaleza de los mismos y el pr ogreso en la investigación sobre los detectores, cuya eficacia y resolución han de ser m ejorados.

La teoría de la gravitación de la relatividad gener al prevé la existencia de ondas gravitacionales, que se propagan a la velocidad de la luz. Podrían originarse cuando se aceleran rápidamente grandes masas, por ejemplo est rellas binarias de corto periodo, pulsares, y mediante fenómenos explosivos localizados en los núcleos de las galaxias , cuasares, etc. La carencia de detectores sensibles y eficaces ha impedido su observación directa, sin embargo el descubrimiento del púlsar binario PSR 1913+16, que fue el primero descubierto, ha confirmado su existe ncia y las predicciones realizadas por la relatividad general.

Otros canales de información astronómica

Se ha intentado también extraer información sobre e l universo observable utilizando canales distintos de la radiación electromagnética, como la radiación cósmica, los neutrinos y la radiación gravitacional.

La radiación cósmica está constituida por un 90% de protones, 9% de partículas αααα (núcleos de helio) y un 1% de núcleos más pesados, así como electrones, positrones, etc. El espectro de energía cubre desde 10 6 a 1020 electrón voltios ( 1 eV = 1.602 x 10 -12 erg ) por partícula, con una energía media de mil m illones de eV. Esta composición parece indicar que las fuentes son predominantement e estrellas muy evolucionadas en fase explosiva, como las supernovas. En su viaje, l os rayos cósmicos primarios colisionan inelasticamente con los componentes del medio interestelar , dando lugar a núcleos secundarios, los cuales, a su vez, interacc ionan con los átomos de la atmósfera terrestre al penetrar en ella. Se produce así una l luvia de partículas que puede detectarse en tierra, o mejor aún, a grandes altitudes con la ayuda de globos. Los rayos cósmicos proporcionan muy escasa información desde el punto de vista astrofísico ya que es difícil, si no imposible, establecer con precisión su composición original y también localizar la región de procedencia. Sin embargo, la investigación en este campo permitió el descubrimiento del positrón y otras partículas c omo el muón y el pión, y facilita el análisis del comportamiento y propiedades de las pa rtículas elementales en la naturaleza.

Los neutrinos son partículas sin carga eléctrica qu e durante mucho tiempo se ha creído que carecían de masa, si bien experiencias reciente s, controvertidas, parecen indicar lo

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contrario. Se originaron en los primeros instantes de la formación del Universo y también en los fenómenos de carácter explosivo que tienen lugar en el curso de la evolución de las estrellas muy masivas así como en las reacciones nucleares del interior de las estrellas. Los neutrinos generados de esta ú ltima manera salen al exterior sin sufrir interacciones con la materia estelar. Por el lo son los únicos que pueden suministrar información directa sobre los fenómenos que allí ocurren. Se han detectado en tierra neutrinos originados en el interior del S ol, pero su escaso número y la complejidad del detector han dado lugar a interpret aciones diversas y en algunos casos contradictorias. Los avances en la astrofísica de neutrinos requieren un mejor conocimiento de la naturaleza de los mismos y el pr ogreso en la investigación sobre los detectores, cuya eficacia y resolución han de ser m ejorados.

La teoría de la gravitación de la relatividad gener al prevé la existencia de ondas gravitacionales, que se propagan a la velocidad de la luz. Podrían originarse cuando se aceleran rápidamente grandes masas, por ejemplo est rellas binarias de corto periodo, pulsares, y mediante fenómenos explosivos localizados en los núcleos de las galaxias , cuasares, etc. La carencia de detectores sensibles y eficaces ha impedido su observación directa, sin embargo el descubrimiento del púlsar binario PSR 1913+16, que fue el primero descubierto, ha confirmado su existe ncia y las predicciones realizadas por la relatividad general.

Objetivos generales

En los últimos años la astrofísica ha conocido un auge notable. Ha aumentado el númer o de telescopio s ópticos de gran abertura y mejorado sensiblemente la calidad y precisión de los equipos auxiliares acoplados a los mismos. L a extensiva utilización de los detectores de estado sólido y la subsiguiente infor matización de los procesos de reducción han facilitado la rápida difusión de exce lentes datos observacionales y resultados elaborados, a los que hay que agregar lo s obtenidos en otros dominios espectrales, como las radiofrecuencias, infrarrojo lejano ultravioleta y altas energías, con ayuda de experiencias espaciales cada vez más s ofisticadas. Simultáneamente surgen nuevas ideas acerca de la formación y evoluc ión estelar, la materia interestelar etc. y una verdadera revolución en la astrofísica e xtragaláctica y en nuestro conocimiento del universo a gran escala, donde la i nteracción con la cosmología es cada vez más intensa y mejor fundada.

En los temas que desarrollamos a continuación, incl uimos descripciones y resultados actuales e interpretaciones bien establecidas. Sin embargo existen algunos aspectos que son todavía muy controvertidos y que han sido i ncorporados a causa de us gran interés. En estos casos hemos señalado siempre esta circunstancia. A partir de conceptos básicos pretendemos ilustrar como pueden ser obtenidos parámetros y propiedades de interés sin necesidad de recurrir a métodos analíticos más complejos y elaborados. Nuestra descripción del universo conclu ye con unos apéndices conteniendo una tabla con las unidades y constantes usuales en Astrofísica y otras de interés, un glosario con definiciones breves de los objetos y f enómenos estudiados, así como un índice analítico.

Cuestiones para autoevaluación

1. Liste cuatro ejemplos de fuentes astronómicas ex tensas.

2. Por qué la luz es tan importante en Astronomía.

3. Por qué los trabajos de Copernico transcienden e l ámbito puramente astronómico.

4. Cuáles fueron las principales repercusiones de l os trabajos de Tycho Brahe

5. Principal diferencia metodológica entre la Astro logía y la Astronomía

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6. Que instrumento permitió el conocimiento físico de los astros y el nacimiento de la Astrofísica.

7. Cuáles son los principales efectos de la atmósfe ra terrestre en la observación de los astros.

8. ¿Es posible detectar la emisión en rayos X de un astro desde un posible observatorio situado en la cumbre del Himalaya?

9. Por qué el cielo debe tener aspectos diferentes en el infrarrojo y en el visible.

10. Analizar las creencias astrológicas de los alum nos de su clase. ¿Influyen de algún modo su comportamiento ?

Soluciones

1. Liste cuatro ejemplos de fuentes astronómicas ex tensas.

El Sol, la Luna, nebulosas y galaxias

6. Que instrumento permitió el conocimiento físico de los astros y el nacimiento de la Astrofísica.

El espectrógrafo

7. Cuáles son los principales efectos de la atmósfe ra terrestre en la observación de los astros.

La absorción y extinción de la luz

8. ¿Es posible detectar la emisión en rayos X de un astro desde un posible observatorio situado en la cumbre del Himalaya?

No tiene altura suficiente.

Proyectos o actividades de observación

1. Identificación de estrellas brillantes y constel aciones en diferentes épocas del año con ayuda del Observatorio Astronómico Virtual. En el a péndice se listan las constelaciones que se observan en cada época del año y las estrell as más brillantes. Con el telescopio adecuado, observarlas en el Observatorio Astronómic o. A continuación, tratar de identificar las constelaciones a simple vista, o co n unos prismáticos, dibujando un esquema de la misma en el que se señalarán las estr ellas detectadas. Comparar el resultado con los campos obtenidos en el Observatorio. Por favor, antes de acceder al Observatorio, consulte el manual de instrucciones.

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Unidad didáctica nº 1

Astronomía esférica

1.1. Movimientos de la Tierra

• Rotación • Traslación • Precesión y nutación

La Tierra tiene una masa de 5.97x1024 kg y un radio ecuatorial de 6378.14 km. No es completamente esférica sino achatada en los polos d e manera que el radio hacia el polo norte o sur es 22.5 km más corto que el medido en e l ecuador. La masa de la Luna es 81.3 veces más pequeña que la de la Tierra y tiene un diámetro de 3476 km.

Rotación

La observación simple del Sol, la Luna y las estrel las muestra la existencia de movimientos aparentes, de Este a Oeste, que fundaro n durante muchos años la creencia de que los astros realizaban desplazamientos alrede dor de una Tierra fija en el espacio. Esta idea persistió hasta bien entrado el siglo XVI sin embargo, aun cuando la hipótesis de la rotación de la Tierra era generalmente admiti da, no hubo una prueba concluyente hasta que Foucault realizó en el siglo XIX la exper iencia del péndulo en el panteón de París. Cada 24h, exactamente 23h 56m 0.41s , la Tierra da una vuelta alrededor de un eje ideal que pasa por los polos. El sentido de la rota ción es de Oeste a Este. Este fenómeno explica la sucesión de los días y las noches y el m ovimiento aparente de los astros.

Traslación

Si la Tierra estuviese fija en el espacio y su únic o movimiento fuese la rotación, las estrellas ocuparían a una hora determinada la misma posición. Sin embargo esto no sucede ya que cada noche hay que adelantar la obser vación 3m 56 s para que las posiciones coincidan con las de la noche precedente .

La Tierra realiza una revolución alrededor del Sol describiendo una elipse ( Figura 1-1-1 ), de excentricidad muy pequeña, que tiene 930 millone s de kilómetros de longitud. En este recorrido invierte aproximadamente 365 días y cuart o. Por tanto la Tierra marcha por el espacio a una velocidad de 29.5 km/s, esto es a 106 000 km/h, recorriendo cada día 2544000 km. Al ser la órbita elíptica, la distancia entre la Tierra y el Sol varía en el transcurso del año. A principio de Enero alcanza su máxima proximidad, perihelio , (145.7 millones de km) y a primeros de Julio la distancia es máxima, afelio , (151.8 millones de km). La distancia media Sol-Tierra es de 150 millon es de km. El eje de rotación de la

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Tierra forma un ángulo de 23.5 o con la perpendicular al plano de la órbita. Si amb as direcciones coincidieran no ocurrirían las estacion es.

El plano de la órbita recibe el nombre de eclíptica que deriva de eclipse, ya que es el lugar donde ocurren los eclipses de Sol y de Luna. Los elementos de esta órbita experimentan perturbaciones causadas por la atracci ón gravitacional de los otros planetas.

Precesión y nutación

La Tierra no es completamente esférica, sino ligera mente achatada en los polos. Tiene la forma de un elipsoide y por ello la atracción gravi tacional del Sol y la Luna provocan un efecto, denominado precesión ( Figura 1-1-2), que o bliga al eje de rotación a describir un movimiento que genera en el curso del tiempo un con o de 47o. La posición del polo celeste cambia en el curso de los siglos, desplazan dose en sentido contrario al de la rotación de la Tierra, y por ello la denominada est rella polar no será siempre la misma. La Polar actual es una estrella de la constelación de la Osa Menor que está muy próxima a la dirección del polo norte, pero no lo señalará exactamente hasta el año 2015. Después se alejará lentamente y cuando vuelvan a co incidir habrán transcurrido 25675 años.

Sobre el eje de eje de rotación actúa también otro mecanismo perturbador. El plano de la órbita de la Luna no coincide con la eclíptica de m anera que su atracción gravitacional tiene direcciones diferentes a la ejercida por el S ol. Este efecto, conocido como nutación, obliga al eje terrestre a describir un pe queño movimiento elíptico. Como resultado de las dos perturbaciones, nutación mas p recesión, el eje de rotación describe una superficie levemente ondulada, caracterizada po r unos bucles cuyo número es de 1300 en un ciclo completo.

1.2. La esfera celeste

Primer grupo de elementos del referencial

• Ecuador celeste • Polos celestes • Meridiano celeste • Paralelos celestes • Puntos Aries o Vernal ( ) y Libra (ΩΩΩΩ)

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Segundo grupo de elementos del referencial

Horizonte, Vertical del lugar, Cenit, Nadir, Meridiana, Meridiano del lugar, Círculo vertical, Almucantarat, Primer vertical

Primer grupo de elementos del referencial

En la antigüedad consideraban que la Tierra era el centro del universo que ocupaba una bóveda donde estaban situadas las estrellas. Hoy sa bemos que nuestro planeta no ocupa una posición preferente, ni en el sistema sol ar ni mucho menos en el universo y que realiza unos movimientos que hemos descrito en el apartado anterior. Tampoco están fijas las estrellas, que orbitan alrededor de l núcleo de nuestra propia Galaxia con periodos que son del orden de centenares de millone s de años. Las estrellas tienen movimientos propios y además no están contenidas en una superficie, sino distribuidas en el espacio a distancias enormes que van desde cu atro a decenas de miles de años luz. Recordemos que un año luz equivale a diez bill ones de kilómetros. En estas condiciones los desplazamientos de las estrellas so n inapreciables para el observador ordinario y su medida requiere observaciones sistem áticas y cálculos detallados. El aspecto del cielo ha permanecido invariable durante muchas generaciones y ello explica los conceptos antiguos. Sin embargo la esfera celes te sigue siendo útil todavía, no para explicar el universo evidentemente, sino porque pro porciona un sistema de referencia muy eficaz para establecer las direcciones y posici ones de los astros.

El referencial astronómico es conceptualmente antro pocéntrico, tiene como centro la Tierra, y está construido extendiendo o proyectando sobre la esfera celeste los elementos utilizados para definir las posiciones so bre la superficie terrestre. Así definimos los siguientes términos (Figura 1-1-3):

• Ecuador celeste: resulta de prolongar el plano del ecuador de la Ti erra hasta cortar la esfera celeste, dividiéndola en dos hemis ferios.

• Polos celestes: intersección de la dirección del eje de rotación d e la Tierra o eje del mundo con la esfera celeste.

• Meridiano celeste: círculo máximo que pasa por los polos celestes. • Paralelos celestes: círculos menores paralelos al ecuador celeste.

Puntos Aries o Vernal ( ) y Libra (ΩΩΩΩ ) : definidos por las intersecciones de la eclíptica con el ecuador celeste. De manera que la esfera cel este gira, como la Tierra, alrededor

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del eje del mundo. El movimiento aparente de las es trellas está causado porque rotan, solidariamente con la esfera celeste, en sentido co ntrario a como lo hace la Tierra. Esto es, de Este a Oeste. Las estrellas describen por ta nto un movimiento circular a lo largo de los paralelos celestes y todas ellas, cualquiera que sea su situación en la bóveda celeste, invierten el mismo tiempo en efectuar un c iclo completo y mantienen sus posiciones relativas.

Segundo grupo de elementos del referencial

Un segundo grupo de elementos del referencial (Figu ra 1-1-4) tienen que ver con el lugar que ocupa el observador sobre la superficie de la T ierra. Son los siguientes:

• Horizonte: plano tangente a la superficie de la Tierra en el p unto que ocupa el observador, extendida hasta cortar la esfera celest e. Es por tanto un círculo máximo.

• Vertical del lugar o la vertical: dirección de una plomada. Es perpendicular al horizonte.

• Cenit: intersección de la vertical con la esfera celeste. Está situado encima del horizonte.

• Nadir: punto opuesto al cenit situado debajo del horizont e.

Meridiana: es la dirección resultante de la intersección del meridiano del lugar y del horizonte. El punto de la meridiana más próximo al polo norte celeste define el Norte. La perpendicular a la meridiana determina el Este, que está a la derecha del observador, y el Oeste a la izquierda.

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• Meridiano del lugar: círculo máximo que pasa por el cenit y obviamente, por ser un meridiano, por los polos celestes. La culminació n de un astro tiene lugar cuando pasa por este meridiano.

• Círculo vertical o el vertical , es el círculo máximo que pasa por el cenit y la estrella (Figura 1-1-5).

• Almucantarat: círculo menor paralelo al horizonte.

Primer vertical: es un círculo máximo que pasa por el cenit y por l os puntos este y oeste.

Figura 1-1-6 La esfera celeste

Los paralelos celestes y el horizonte terrestre tie nen orientaciones que dependen de la latitud del lugar de observación (Figura 1-1-6) . E n el ecuador los paralelos cortan perpendicularmente al plano del horizonte por ello el observador situado en esta latitud verá salir (orto) y ponerse (ocaso) todas las estre llas. En los polos son paralelos y las estrellas no tienen orto ni ocaso, se dice entonces que son circumpolares. En latitudes intermedias ocurren los dos casos: hay estrellas qu e salen y se ponen y otras, las más próximas al polo, son circumpolares. Este es el cas o de la estrella polar que describe un círculo de radio tan reducido que prácticamente per manece inmóvil.

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1.3. Movimiento aparente del sol

Figura 1-1-7: Movimiento aparente del Sol

En el curso de un año podemos observar como varía l a posición del Sol y su recorrido en el cielo. Para explicar este fenómeno recurrimos de nuevo a la esfera celeste. En este sistema de referencia la Tierra permanece en el cen tro y el Sol describe un movimiento aparente a lo largo de la eclíptica a razón de un g rado aproximadamente por día. Cuando el Sol alcanza los puntos Aries y Libra ( Figura 1- 1-7 ) ocurren los equinoccios (del latín: noche igual) ya que la noche y el día tienen la mis ma duración en todos los lugares de la Tierra. El equinoccio de primavera tiene lugar el 2 1 de Marzo y el de otoño del 22 de Septiembre. Entre ambos hay dos posiciones signific ativas denominadas solsticios ( latín: parada prolongada del Sol). El solsticio de verano ocurre el 21 de Junio, el día más largo del año y el solsticio de invierno el 22 de D iciembre que es el día más corto. Las fechas citadas no son exactas sino que experimentan pequeñas oscilaciones como consecuencia de que el punto Aries, adoptado como o rigen, varía por causas diversas.

Figura 1-1-8: Variación del orto y del ocaso

Los puntos por donde el Sol sale y se pone por el h orizonte cambian en el curso del año ( Figura 1-1-8 ). El primer día de la primavera y d el otoño el Sol sale exactamente por el este y se pone por el oeste. Al acercarnos al solst icio de verano las posiciones del orto y ocaso avanzan hacia el norte, aumentando también su recorrido en el cielo que es máximo en el solsticio de verano. Desde el equinocc io de otoño retroceden hacia el Sur alcanzando la trayectoria del Sol su valor mínimo e n el solsticio de invierno. En el hemisferio norte el ángulo que forma la vertical de l lugar con la dirección de los rayos del Sol es más pequeño en el solsticio de verano, d onde son casi perpendiculares a la superficie. Por el contrario en invierno el ángulo es mayor y los rayos caen oblicuamente. Por está razón, y porque los días son más largos, hace más calor en verano que en invierno. Hay lugares en la Tierra, c omo la parte central del círculo polar ártico, donde el Sol no se pone durante el verano a l contrario de lo que ocurre en invierno cuando las noches duran veinticuatro horas .

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1.4. Constelaciones y Zodíaco Al observar las esfera celeste a simple vista apare cen a lo largo del año estrellas brillantes que parecen dibujar los contornos de Fig ura 1-s de formas variadas, permaneciendo invariables durante largos periodos d e tiempo. Los antiguos astrónomos las asociaron con animales y personajes de la mitol ogía y les dieron los nombres que han conservado hasta nuestros días. Sin embargo el tiempo transcurrido ha modificado su aspecto a causa de los movimientos propios de la s estrellas miembros. Actualmente hay 88 constelaciones de las cuales 48 fueron carac terizadas en la antigüedad y las restantes en épocas más recientes, principalmente e n el hemisferio austral. Son útiles porque facilitan la localización de las estrellas y los campos celestes y ayudan a la navegación. Para establecer el calendario y fijar las estacione s, los astrónomos de la antigüedad anotaban las constelaciones que eran visibles antes de la salida del Sol y después del ocaso. De esta manera dividieron la eclíptica en do ce partes iguales, cada una de la cuales recibió el nombre de una constelación . El conjunto recibe el nombre de Zodíaco porque la mayoría tienen nombre de animales. Son: A ries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpión, Sagitario, Capricornio, Ac uario y Piscis. La duración del paso del Sol por cada uno de estos "signos" fue establec ida arbitrariamente por Hipparcos, en el año 150 antes de Cristo, en treinta días. En la actualidad sabemos que son trece y que el tiempo que permanece el Sol en cada una de ellas es variable, estando comprendido entre 6 y 38 días. Conviene señalar también que actualmente no hay coi ncidencia entre el signo del Zodíaco y la constelación que le da su nombre, a ca usa del desplazamiento experimentado por el punto Aries. 1.5. Coordenadas astronómicas

• Coordenadas altacimutales u horizontales • Coordenadas horarias o ecuatoriales locales • Coordenadas ecuatoriales absolutas • Coordenadas eclípticas

Coordenadas altacimutales u horizontales.

Es el sistema más natural e inmediato para un obser vador y utiliza como referencias el círculo vertical y el horizonte (Figura 1-1-9). La intersección de este último con el meridiano del lugar define el origen . Las coordena das son,

Altura (h): es la altura del astro sobre el horizonte, esto e s el arco del vertical comprendido entre el horizonte y el astro. Se mide desde el horizonte y su valor está comprendido entre 0 o a 90o. Es positiva si el astro está situado por encima d el horizonte y negativa en el caso contrario.

Acimut (a): es el arco del horizonte medido de Sur a Oeste, h asta el vertical del astro. Los valores están comprendidos entre 0 o y 360o .

Este sistema presenta inconvenientes importantes ya que los dos círculos de referencia, horizonte y vertical cambian con la latitud del lug ar y lo harán también las coordenadas del mismo astro. Por ello son necesarios otros sist emas de referencia que soslayen estas variaciones

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Fig 1-1-9 Coordenadas horizontales

Coordenadas horarias o ecuatoriales locales

Los círculos de referencia son el ecuador celeste y el meridiano que pasa por la estrella ( Figura 1-1-10 ). La intersección del primero con el meridiano del lugar fija el origen. Las coordenadas son las siguientes

Angulo horario ( H ): es el arco de ecuador celeste comprendido entre lo s puntos definidos por sus intersecciones con los meridianos del lugar, que es el origen de la medida, y el que pasa por la estrella. Se expresa e n horas minutos y segundos. Este ángulo mide en realidad el tiempo que transcurre de sde que la estrella pasa por el meridiano del lugar hasta que ocupa la posición en que es observada.

Declinación ( δδδδ ): es el arco del meridiano de la estrella comprendid o entre su intersección con el ecuador celeste, adoptada como origen, y la estrella. Su valor en grados, minutos y segundos está comprendido entre 0 o y 90o. Es positiva en el caso de las estrellas del hemisferio boreal y negativa para las del hemisferio austral.

La medida del ángulo horario utilizando como unidad la hora tiene su origen en la definición y medida del tiempo astronómico, que tra taremos más adelante. Equivale a un ángulo de 15 o que resulta de dividir la circunferencia en 24 par tes.

Las coordenadas horarias son fáciles de obtener y e n un instante dado la declinación es independiente del lugar de observación. Sin embargo la medida del ángulo horario está referida al meridiano del lugar.

Coordenadas ecuatoriales absolutas

Tienen como círculos de referencia el ecuador celes te y el meridiano que pasa por la estrella y su origen es el punto Aries ( Figura 1-1 -11). Las coordenadas son:

Ascensión recta ( αααα ): es el arco de ecuador celeste medido desde el punt o Aries hasta el meridiano celeste que contiene el astro. Esta expre sada en horas minutos y segundos y varía entre las 0 y 24 horas.

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Declinación ( δδδδ ): tal como fue definida en las coordenadas horarias.

Como el punto Aries es el mismo para todos los obse rvadores, las coordenadas ecuatoriales son universales esto es, independiente s del lugar de observación. Es el sistema utilizado en los catálogos estelares y en l os trabajos de investigación.

Coordenadas eclípticas

Los círculos de referencia son la eclíptica y el ll amado meridiano eclíptico (círculo máximo que pasa por los polos de la eclíptica) ( Fi gura 1- 1-12) . El origen es el punto Aries. Las coordenadas son:

Longitud celeste ( λλλλ ): es el arco de la eclíptica comprendido entre el pu nto Aries y la intersección con el meridiano que pasa por el astro . Se mide en grados minutos y segundos y varía entre 0 o y 360o.

Latitud celeste ( ββββ ): arco del meridiano eclíptico que pasa por la estre lla comprendido entre su intersección con la eclíptica y el astro. Su valor varía entre -90 o y 90o. Es siempre nula para el Sol.

Estas coordenadas facilitan la medida de las posici ones de los planetas y tampoco dependen del lugar e instante de observación.

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1.6. Relación entre coordenadas

Figura 1-1-13: Triángulo esférico

Sea el triángulo esférico ABC de la Figura 1-1-13. La trigonometría esférica proporciona las ecuaciones siguientes :

cos a = cos b . cos c + sen b. sen c .cos A

sen a . sen B = sen b. sen A

sen a . cos B = cos b .sen c - sen b . cos c . cos A

de las dos primeras resultan,

cos c = cos b . cos a + sen b . sen a . cos C

cos b = cos a . cos c + sen a . sen c . cos B

sen c . sen B = sen b . sen C

Relación entre coordenadas horizontales y horarias

En el triángulo de la Figura 1- situamos el cenit e n el vértice B y el polo en C, obteniendo

a = ππππ /2 - ϕϕϕϕ b = ππππ /2 - δδδδ c = ππππ /2 - h

B = ππππ - A C = H

que sustituimos en ecuaciones anteriores. Particula rizadas para h = 0 estas formulas proporcionan el ángulo horario H y el acimut A de u n astro para la salida y el ocaso,

cos H = -tg ϕ ϕ ϕ ϕ . tg δδδδ

sen A = cos δδδδ . sen H

cos A = -sen δδδδ / cos ϕϕϕϕ

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Relación entre coordenadas ecuatoriales y eclípticas

En este caso el vértice A corresponde al polo de la eclíptica Q y el B al polo celeste,

c = εεεε b=ππππ /2-ββββ a=ππππ /2-δδδδ B=ππππ /2+αααα A=ππππ /2-λλλλ

Para el Sol resulta:

sen αααα = tg δδδδ

cotg εεεε

tg αααα = tg λλλλ

cos εεεε

sen δδδδ

= sen λλλλ

sen εεεε

cos λλλλ

= cos αααα

cos δδδδ

A causa de la precesión el punto retrocede 50".3 por año. No varían sin embargo ni ββββ ni εεεε . Así derivando respecto al tiempo las coordenadas ecuatoriales y eclípticas resulta, si la unidad de tiempo es el año,

= (cos εεεε + sen εεεε . sen αααα . tg δδδδ )

= sen εεεε . cos αααα .

De aquí que las variaciones debidas a la precesión sean las siguientes:

dαααα = 3s.07 +1s.34 (sen αααα tg δδδδ )

d δδδδ = 20" cos αααα

Solamente cuando un astro esté en el polo de la ecl íptica sus coordenadas permanecerán invariables ( αααα = 18h; δδδδ = 90 - εεεε )

Los resultados anteriores deberían tener en cuenta las perturbaciones producidas por la nutación, sin embargo las correcciones son muy pequ eñas y pueden ser despreciadas en una primera aproximación.

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1.7. Tiempo astronómico y civil

• Tiempo astronómico • Tiempo civil • Tiempo universal • El año • Año civil

En el año 1543 Copernico demostró que la sucesión d e las noches y los días está causada por la rotación de la Tierra sobre su propi o eje. Esta rotación es notablemente uniforme y permanece prácticamente invariable en el curso de los siglos. Más tarde se descubrió que existe un mecanismo que disminuye muy lenta pero permanentemente la rotación y que es debido a las mareas.

Para establecer la duración de una rotación complet a de la Tierra es necesario fijar algún punto de referencia. Los más convenientes para este propósito son una estrella, el punto Aries, una estrella y el Sol.

El intervalo de tiempo transcurrido entre dos pasos consecutivos de:

• una estrella determinada por el meridiano del lugar es el día sideral . Su duración es de 23h 56m 4.090s.

• el punto Aries por el meridiano del lugar define el día sidereo . Como hay un retraso del punto Aries de 50 segundos por año, su duración es aproximadamente 50/365 =0.14 segundos menor que el día sideral.

el Sol por el meridiano del lugar es el día solar verdadero . Haciendo observaciones en distintas épocas del año se comprueba que los días solares así definidos no son todos iguales debido a que la Tierra acelera su movimient o de traslación en el perihelio y se mueve más lentamente en el afelio

Tiempo civil

El promedio de todos los días solares verdaderos re cibe el nombre de día solar medio que es utilizado en la vida diaria, gobernada por l a posición del Sol. Equivale a considerar que el movimiento aparente del Sol es un iforme, esto es, que se mueve a través del ecuador celeste con un movimiento angula r constante, describiendo una revolución completa en un año. Su duración es de 24 horas.

Con el fin de obtener una escala de tiempo uniforme , necesaria para la vida diaria y que pueda ser medida con los relojes, se define el tiempo solar medio (tsm) que es el tiempo solar verdadero (tsv) corregido de todas las desigualdades (representadas por E), así resulta la ecuación del tiempo

tsm = tsv + E

El tsm comienza al mediodía, cuando el Sol pasa por el me ridiano y por tanto su ángulo horario es Ho = 0, pero como el día civil comienza a medianoche, definimos el tiempo civil de un lugar como el tsm de ese lugar aumentad o en 12h,

t (civil) = tsm + 12h

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Tiempo universal

La unificación de criterios sobre el establecimient o de la hora en los distintos puntos de la Tierra está basada en la introducción de husos h orarios, cada uno de los cuales abarca 15 o (360o/24 = 15o) y en la adopción como origen del tiempo civil de Greenwich, cuya longitud geográfica es cero. De esta manera el tiempo universal (TU) viene dado por

TU = t (civil) + longitud

Los husos horarios están comprendidos entre meridia nos separados 15 o. La hora dentro de los territorios comprendidos dentro de un huso e s la misma. Hacia el Este la hora adelanta.

El tiempo legal es el que rige en un país. En España peninsular el tiempo legal es el TU, la que se la añade 1h en invierno y 2h en verano. E l archipiélago canario, más al Oeste y en otro huso horario tiene una hora de retraso resp ecto la península.

Todos los lugares de la misma longitud geográfica t ienen el mismo tiempo local. Si nos regimos por el Sol verdadero hablaremos de tiempo l ocal verdadero ( que marca un reloj de Sol) y si nos guiamos por el Sol medio obtendrem os el tiempo local medio. Los husos horarios dividen la Tierra en 24 zonas de 15 o.

El año

Es el tiempo transcurrido entre dos pasos sucesivos del Sol por un punto de referencia.

• Cuando elegimos un punto del cielo, resulta el año sidéreo . Corresponde al verdadero periodo de revolución de la tierra y es i gual a 365.25636 días solares medios ( 365 días 6 h 48m 9.55s ).

• Cuando elegimos el punto Aries, se denomina año trópico . Su duración es 365.24220 días (365 días 5h 48m 45.77s). Como retrocede 50".3 cada año, el año trópico es más corto que el año sidereo.

Cuando elegimos el perihelio, recibe el nombre de año anomalístico . Tiene una duración de 365.25954 días (365 días 6h 13m 53.21s).

Año civil

Por razones prácticas el año debe consistir en un n úmero entero de días. Sin embargo una año civil tiene una duración de

365.2425 días solares medios = 365 + 1/4 -3/400

Por esta razón, buscando una mejor coincidencia con el periodo de revolución de la Tierra alrededor del Sol, se establece un ajuste du rante un periodo de cuatro años. Tres de los cuales tienen 365 días y el cuarto, denomina do bisiesto, 366 días. Son bisiestos todos los años divisibles por cuatro, excepto aquel los que inician un siglo y no son divisibles por 400. Por tanto los años 1600 y 2000 son bisiestos.

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1.8. Calendario

• Calendario caldeo • Calendario ateniense • Calendario romano • Calendario juliano

Calendario gregoriano

Tiene su origen en el vocablo latino calendas que designaba primer día de cada mes, cuando el pueblo de la antigua Roma eran convocado para anunciarle cuales eran los días festivos y de recaudación de impuestos. Actual mente este término designa cualquier modo de distribución de los días.

Los pueblos primitivos establecían el discurrir del tiempo mediante la sucesión del día y la noche o de las fases de la Luna, que es el cuerp o celeste más brillante después del Sol. La regularidad de las fases facilitó la elabor ación de calendarios lunares que fueron muy utilizados en la antigüedad.

Calendario caldeo

La antigua Mesopotamia, Babilonia, Asiria, Caldea, tenía una civilización floreciente de la que existen testimonios que remontan los 4000 años antes de Cristo. Los caldeos, con los que identificamos la totalidad del pueblo babil onio, alcanzaron un alto grado de conocimiento astronómico, que fue aprovechado en gr an medida por los griegos. Conocían los movimientos del Sol, la Luna y de los cinco planetas principales, así como los eclipses y equinoccios. Fueron los primeros en dividir la circunferencia en grados, minutos y segundos y el día en 12 horas dobles, ten iendo una hora 60 minutos y cada minuto 60 segundos. Distribuyeron la eclíptica en 1 2 partes iguales estableciendo el Zodíaco , cuyas Figura 1-s son también de origen caldeo.

Para los caldeos el año tenía 360 días repartidos e n 12 meses de 30 días cada uno. Como no ajustaba al año solar verdadero, cuya duración h abían medido, agregaron cada seis años un mes y como no era suficiente introdujeron o tro a intervalos más grandes. Los meses estaban divididos en cuatro semanas de siete días, que comenzaban el 1, 8, 15 y 22. Añadían al final dos días fuera de serie. El co mienzo del año fue establecido inicialmente en el equinoccio de otoño y posteriorm ente en el de primavera.

Los días de la semana recibieron los nombres del So l, la Luna y los cinco planetas conocidos, en un orden que tenía en cuenta la impor tancia de cada uno de los astros, comenzando por el Sol y la Luna. A continuación los planetas aparentemente más próximos a cada uno de ellos, Nergal (Marte) y Nabu (Mercurio) seguidos de Bel (Júpiter) y Istar (Venus) que consideraban los más cercanos a l Sol y la Luna. El último, Ea (Saturno), era el día de reposo.

Calendario ateniense

Estaba compuesto de doce meses lunares que alternat ivamente tenían 29 o 30 días, cuyo comienzo coincidía con un nuevo creciente. No utili zaban la semana. En el año 432 aC, Meton descubrió un ciclo, que lleva su nombre, que comprendía 235 lunaciones, esto es 6939.688 días. Si se considera como duración del añ o 365.25 días, entonces 19 años equivalen 6939.750 días y como en un ciclo el avanc e de las fases de la Luna es de hora y media, resulta que el error cometido en 320 años es inferior a un día. El año ateniense comenzaba en el solsticio de invierno.

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Calendario romano

Es el antecedente del calendario utilizado en Occid ente. En la época de la fundación de Roma ( 753 aC) tenía diez meses. Los primeros tenía n los nombres de dioses: Martius, Aprilis (Aperta, sobrenombre de Apolo), Maius (otra denominación de Jupiter Optimus), Junius (Junon, esposa de Jupiter). Los siguientes e ran designados por el orden que ocupan: Quintilis, Sextilis, September, October, No vember, December. Mas tarde se añadieron después de Diciembre los días necesarios para igualar el año solar, pero sin asignarles nombre. Posteriormente quedaron agrupado s en dos meses denominados Januarios ( Janus, el rey más antiguo de Latium, di os del país) y Februarius ( Febro, dios de los muertos).

Calendario juliano

En el año 45 aC Julio Cesar reglamenta el calendari o con el asesoramiento del astrónomo Socígenes de Alejandría, fijando un ciclo de cuatro años, los tres primeros de 365 días y el cuarto de 366. Resultaba así una dura ción media del años de 365.25 días del año, que suponían era la duración del año trópico. La introducción del día suplementario tenía lugar después del 24 de Febrero, denominado " sexto ante calendas martii " y por esta razón recibió el nombre de bis sexto . Posteriormente los meses Quintilis y Sextilis fueron rebautizados como Julius y Augustus, en hono r de Julio Cesar y Augusto respectivamente. Con el fin de que ambos meses tuvi eran el mismo número de días, 31, hubo un ajuste de los días de cada mes que dió como resultado la distribución que conocemos en nuestros días:

Enero (Januarius), 31; Febrero (Februarius), 28 o 2 9; Marzo (Martius), 31; Abril (Aprilis), 30; Mayo (Maius), 31; Junio (Junius), 30; Julio (Ju lius), 31; Agosto (Augustus), 31; Septiembre (September), 30; Octubre (October), 31; Noviembre (November), 30; Diciembre (December), 31.

Calendario gregoriano

El año juliano era unos once minutos mas largo que el año trópico, resultando un exceso de 18 horas por siglo que en el año 1582 era ya de diez días. El papa Gregorio XIII buscando la concordancia con el año trópico fijó el año en 365.2425 días, suprimió los días sobrantes y decretó que el día 4 fuera seguido del 15 y estableciendo las reglas para los años bisiestos que rigen en la actualidad. De e sta forma el exceso es de 3 días cada 10000 años. Esta reforma fue adoptada paulatinament e por los distintos países en las siguientes fechas

• España: 4 de Octubre de 1582, el siguiente fue el 1 5

• Francia: 9 de Diciembre de 1582, el siguiente fue e l 20

• Alemania: estados católicos, 1584; protestantes, 17 00

• Inglaterra: 3 de Septiembre de 1752, el siguiente f ue el 14

• Países Bajos: estados católicos 14 de Diciembre, el siguiente Navidad; protestantes, 1700

• Rusia: 1918

• Grecia: 1923

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1.9. Fases de la luna

• Mes sinódico o lunación • El Saros

Figura 1-1-14: Línea de ápsides

La Luna permanece en órbita alrededor de la Tierra debido a la atracción gravitacional entre los dos cuerpos, realizando un movimiento de rotación y otro de traslación describiendo una órbita elíptica. La distancia entr e el centro de la Tierra y la Luna puede variar desde los 356410 km en el perigeo hasta los 406697 km en el apogeo, esto es hay una diferencia de unos 50000 km. La línea que une a mbos puntos y pasa por el centro de la Tierra recibe el nombre de línea de ápsides ( Fi gura 1-1-14). El movimiento de rotación es uniforme pero no así el de traslación. La veloci dad de la Luna en la órbita, cuyo valor medio es de 1.02 km/s, experimenta ligeras variacio nes en función de las posiciones relativas del Sol, la Luna y la Tierra. Así, es may or en el perigeo y más pequeña en el apogeo. Este fenómeno recibe el nombre de libración en longitud.

Figura 1-1-15: Nodo

El plano de la órbita de la Luna no coincide con la eclíptica, forma con ella un ángulo de 5o 9' aproximadamente. La intersección de ambas define una línea denominada nodo ( Figura 1-1- 15). Como consecuencia de la atracción del Sol, la línea de nodos se mueve gradualmente hacia el Oeste realizando una rotación completa en un periodo de 18.61 años dando lugar a la libración en latitud. La líne a de ápsides describe una rotación hacia el Este, efectuando un ciclo de 8.85 años.

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Mes sinódico o lunación

Figura 1-1-16: La lunación

La Luna da una vuelta a la Tierra cada 27.3 días em pleando el mismo tiempo en efectuar una rotación completa y por ello desde la Tierra ob servamos siempre el mismo hemisferio. En el curso de su movimiento la Luna mu estra apariencias diferentes causadas por la iluminación del Sol (Figura 1-1-16) . El origen de la lunación es la luna nueva o novilunio, que corresponde al periodo duran te el cual la Luna esta situada entre la Tierra y el Sol. Para los observadores situados en el hemisferio de la Tierra iluminado por el Sol (zona diurna), la Luna presenta la cara que permanece oculta durante la noche. Los situados en el hemisferio opuesto (nocturna) no verán obviamente la Luna. La evolución del aspecto de la Luna queda resumido en el siguiente cuadro:

fase tiempo transcurrido

Luna Nueva días horas minutos segundos

Luna nueva o novilunio

Cuarto creciente 7 9 11 0.72

Luna llena o plenilunio 14 18 22 1.45

Cuarto menguante 22 3 33 2.20

Luna nueva 29 12 44 2.90

El periodo comprendido entre dos lunas llenas recib e el nombre de mes sinódico o lunación, cuya duración es de 29.53 días aproximada mente. Es mayor que el empleado por la Luna en completar una órbita alrededor de la tierra, denominado mes sidéreo. Esta diferencia es consecuencia de la traslación de la T ierra alrededor del Sol, que obliga la Luna a recorrer algo más de 360 o para completar una lunación.

El Saros

Es fácil comprobar que 223 lunaciones ( de 29.5306 días cada una) son equivalentes a 19 revoluciones del Sol respecto al nodo ( cuyo period o es de 346.62 días). Redondeando, resultan aproximadamente 18 años y 11 días ( hay un a diferencia de 0.5 días), un periodo denominado Saros. Mide el tiempo que ha de transcur rir para que el Sol y la Luna tengan la misma posición respecto a la línea de nodos y se repita misma secuencia de eclipses

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ocurridas durante el saros. Sin embargo no ocurrira n en la misma área geográfica a causa de los 0.5 días de diferencia.

1.10. Eclipses

Eclipse de Luna

Para que ocurra un eclipse, la Tierra, la Luna y el Sol han de estar en el entorno de la línea de nodos.

El eclipse de Luna ocurre cuando la Tierra se inter pone entre el Sol y la Luna, produciendo un cono de sombra en el espacio donde p odemos distinguir dos zonas: la umbra más oscura y la penumbra algo más clara. La l uz del Sol está apantallada completamente en la primera y en menor grado en la segunda. El eclipse total ( Figura 1-1-17 ) sucede cuando la Luna recorre la umbra y su duración máxima es de 1hora 42minutos. En el eclipse parcial la Luna permanece en la penumbra y nunca deja de observarse completamente, ya que la pequeña cantida d de luz solar que atraviesa la atmósfera terrestre es dispersada en la umbra, haciendo adem ás que la imagen de Luna aparezca rodeada de un tenue halo de color rojizo.

Eclipse de Sol

El eclipse de Sol tiene lugar de modo similar, pero en este caso la Luna apantalla al Sol y origina el cono de sombra ( Figura 1-1-18 ). Como l os discos aparentes del Sol y la Luna vistos de desde la Tierra son casi iguales, la luz solar queda bloqueada. La velocidad relativa de la umbra es de unos 1700 km por hora, p or lo que un eclipse total tiene una duración muy corta que nunca supera los siete minut os y medio. Es un fenómeno que permite observar a simple vista las regiones más ex ternas del Sol, la cromosfera y corona, que en condiciones normales quedan ocultas porque su luminosidad es menor que la del disco solar.

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Cuando el Sol está más cerca de la Tierra y la Luna más lejos ocurren los eclipse anulares ( Figura 1-1-19 ), ya que la Luna no ocult a completamente el disco solar. Aparece entonces la Luna rodeada por una anillo de luz solar. Estos eclipses son más frecuentes que los totales.

1.11. Mareas

Son oscilaciones periódicas de la superficie del ma r alrededor de su posición de equilibrio. Están causadas por la acción de fuerzas muy pequeñas y periódicas que resultan principalmente de la atracción combinada d e la Luna y en menor medida del Sol, cuya fuerza de atracción es casi la mitad de l a correspondiente a la Luna. Cuando aumenta el nivel del mar se dice que la marea sube, recibiendo el nombre de pleamar cuando alcanza la máxima altura. En esta fase perma nece un corto periodo de tiempo para bajar a continuación hasta alcanzar el nivel m ínimo llamado bajamar. La diferencia entre estos valores extremos, la amplitud de la mar ea, es pequeña en el Mediterráneo donde puede pasar desapercibida y muy grande en otr os lugares como en el litoral atlántico. El tiempo que transcurre entre la pleama r y la bajamar suele ser de unas seis horas y cuarto, de manera que en 24h 50 minutos ocu rren dos pleamares y dos bajamares. La marea es máxima cuando el Sol, la Lun a y la Tierra están alineadas, esto es, en las fases de Luna nueva o Luna Llena y mínim a cuando los tres astros forman un triángulo rectángulo, lo que ocurre en los cuartos crecientes y menguantes.

Las mareas frenan la rotación de la Tierra mediante un fenómeno de fricción, haciendo que los días se alarguen unos 0".0016 por siglo. Co mo consecuencia de este proceso la Tierra pierde momento angular que es transferido a la Luna incrementando su momento angular orbital, de conformidad con el principio de conservación del momento angular. Por consiguiente la Luna esta alejándose lentamente de la Tierra. Si esta hipótesis es correcta, cuando la Luna estuvo a 16000 km el día t enía tan sólo algunas hora de duración.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

1. Listar algunas pruebas de la realización de obse rvaciones astronómicas antes del comienzo de la era cristiana.

2. Cuáles son las principales diferencias entre Ast rología y Astronomía.

3. Qué efectos prácticos tenía la observación astro nómica entre los pueblos primitivos.

4. Cómo y porqué se mueven las estrellas durante la noche y de que manera interviene la latitud.

5. Cuál es el objeto celeste cuyos cambios cíclicos de apariencia tienen la duración aproximada de un mes.

6. Cuál es la causa de la diferencia de temperatura entre invierno y verano.

7. En qué épocas el día dura 12 horas.

8. Qué causa la pleamar y bajamar. ¿ Porqué en el A tlántico las mareas son mayores que en el Mediterráneo.

9. Desde que lugar de la Tierra una persona al pone rse en marcha se dirige siempre hacia el Sur.

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10. Las catedrales y templos importantes de la cris tiandad orientan su ábsides exactamente al Sur. ¿ Qué días del año elegiría el constructor para orientarlas correctamente con la ayuda del orto del Sol ?

11. Por qué la Luna se mueve en relación con las es trellas.

12. Qué explica el cambio de apariencia de la Luna y porque muestra siempre el mismo hemisferio.

13. Por qué cuando hay un eclipse, en unos lugares son totales y en otros, o son parciales o no se observan

14. Si la Luna tiene un tamaño más pequeño que el S ol, ¿Por qué lo oculta durante el eclipse?

15. Qué relación tiene la línea de nodos con los ec lipses.

16. Qué Figura 1- describen las órbitas de los plan etas.

17. Describir los puntos de referencia de la esfera celeste y cómo varía su posición respecto a la latitud.

18. ¿ Qué ventajas tienen la ascensión recta y la d eclinación para fijar la posición de las estrellas ?

19. Cuáles son las diferencias entre el día sidéreo y el día solar.

20. ¿ Qué relación existe entre el Tiempo Universal y el Tiempo Civil ?

Problemas

1. En una noche determinada se observa desde Madrid que la estrella Aldebarán tiene una altura de 66º sobre el horizonte en el momento de su culminación superior. ¿Cuánto vale la declinación de Aldebarán?

2. El 1 de Junio de 1983 la ascensión recta del Sol fue 4h 35m y su declinación 22º 00’. Encontrar la longitud y latitud eclíptica del Sol y de la Tierra.

3. La ascensión recta y declinación de la estrella Arturo son respectivamente αααα = 14h15.7m y δδδδ = 19º 11’ , encontrar el tiempo sidéreo del orto y ocaso en Lugo.

Soluciones 3. Qué efectos prácticos tenía la observación astro nómica entre los pueblos primitivos. En agricultura, establecía las épocas de cultivo y recolección 4. Cómo y porqué se mueven las estrellas durante la noche y de que manera interviene la latitud.

Es un efecto aparente, consecuencia de la rotación de la Tierra

6. Cuál es la causa de la diferencia de temperatura entre invierno y verano

La posición de la Tierra en su revolución alrededor del Sol y el ángulo de inclinación del eje de rotación respecto al plano de la órbita

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9. Desde que lugar de la Tierra una persona al pone rse en marcha se dirige siempre hacia el Sur

Desde el polo norte

10. Las catedrales y templos importantes de la cris tiandad orientan su ábsides exactamente al Sur. ¿Qué días del año elegiría el c onstructor para orientarlas correctamente con la ayuda del orto del Sol?

Los del equinoccio de primavera y otoño

14. Si la Luna tiene un tamaño más pequeño que el S ol, ¿Por qué lo oculta durante el eclipse?

Los diámetros aparentes de la Luna y el disco solar son muy similares

18. ¿Qué ventajas tienen la ascensión recta y la de clinación para fijar la posición de las estrellas

Son coordenadas absolutas

1. En una noche determinada se observa desde Madrid que la estrella Aldebarán tiene una altura de 66º sobre el horizonte en el momento de su culminación superior. ¿Cuánto vale la declinación de Aldebarán?

16º

Modulo 1 Unidad didáctica 2

2.1. Introducción

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El que puede ser uno de los observatorios más primi tivos fue el descubierto en un corredor neolítico irlandés de cinco mil años de an tigüedad. Consta de una cámara en la que habían practicado un orificio por el que penetr aba profundamente un rayo de Sol durante el solsticio de invierno. Otros observatori os prehistóricos buscaban alineaciones con la Luna, como es el caso del obser vatorio megalítico de Stonehenge (Figura 1-2-1), o con otros astros.

En civilizaciones antiguas, pero más avanzadas, la pretensión era aproximarse lo más posible a los astros, erigiendo para ello monumento s colosales de gran altura. Así ocurrió con los babilonios cuyas pirámides eran ver daderos observatorios astronómicos que reflejaban los conocimientos de la época. Estas pirámides tenían siete pisos pintados de forma diferente, el primero blanco esta ba dedicado a Venus, el segundo de color negro a Saturno, el tercero púrpura, a Júpite r, el cuarto azul a Mercurio, el quinto bermellón Marte, el sexto de color plata a la Luna, finalmente el séptimo que estaba pintado de oro estaba dedicado al Sol. Sobre la ult ima plataforma se encontraba la estatua de un dios y una cámara cuadrada utilizada para las observaciones astronómicas.

Venus Saturno Júpiter Marte La Luna

En América había también construcciones análogas. D os de las pirámides encontradas en la época de la conquista española tenían cinco p isos que culminaban con la estatua de un dios. Doce siglos antes de nuestra era los ch inos disponían ya de grandes edificios dedicados a la observación astronómica.

El caracol en Chichén Itzá

En la antigua astronomía el ojo era a la vez colector y detector y la obser vación buscaba inicialmente una información útil para las necesida des prácticas de la sociedad. Para obtenerla, los astrónomos inventaron diversos instr umentos. El gnomon fue quizás uno de los primeros utilizados en la Astronomía y era c onocido por los chinos, egipcios, caldeos y griegos así como por los incas.

Está constituido por una columna vertical fija sobr e un plano horizontal y tenia como finalidad determinar la dirección del meridiano, lo s solsticios de verano e invierno y establecer la hora local a partir de la longitud de la sombra proyectada por la columna vertical. Era pues un verdadero reloj solar

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Otro instrumento utilizado primitivamente era el ar baleto, que proporcionaba la altura de un astro y la distancia angular entre dos astros ob jetos celestes. La armilla ecuatorial, utilizada en la antigua Rodas, fue mejorada por Hip parcos dando lugar al astrolabio. Con él midió las coordenadas ecuatoriales de 1026 estre llas estableciendo un catálogo que fue una referencia obligada hasta la edad moderna. También determinó pequeñas distancias y los diámetros angulares del Sol y la L una con ayuda de un dioptrio. Posteriormente su discípulo Ptolomeo desarrollaría diverso instrumental, como el cuarto de círculo y la reglas paralácticas, usadas hasta e l Renacimiento

El astrolabio

También durante nuestra Edad Media, los astrónomos chinos continuando la tradición iniciada en la antigüedad, culminan en el siglo XII I la creación del observatorio oficial de Pekín. Los estudios actuales de los registros de la s antiguas observaciones astronómicas chinas ofrecen información que todavía presenta un gran interés y muestra el alto nivel que alcanzaron. Así las corre spondientes al año 1054 facilitaron la localización de la supernova del cangrejo (Figura 1 -2-1

Figura 1-2-1: La nebulosa del Cangrejo(Hubble Space Telescope )

El primer observatorio europeo digno de este nombre fue construido en 1561 en Cassel. Sin embargo, por su transcendencia para el despegue de la astronomía moderna, destaca el creado por el rey Federico de Dinamarca en 1576 en la isla de Hven y que fue puesto a la disposición de Tycho Brahe. Disponía pr ácticamente de todos los instrumento conocidos en la época. El más important e era un ecuatorial, con un círculo de declinación de 2.90 m de diámetro y un semicírcu lo de 3.60 m de diámetro,

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representando la parte boreal del ecuador. Con él f ue elaborado un catálogo de las posiciones de miles de estrellas, que tenía una gra n exactitud para la época.

Tycho Brahe Observatorio de Tycho Brahe

Los resultados obtenidos por los astrónomos de la a ntigüedad presentan una notable precisión teniendo en cuenta los medios utilizados y que hacían las observaciones a simple vista. Uno de los inconvenientes del ojo com o receptor astronómico tienen su origen, por un lado, en la pequeña apertura de la r etina, de 5 a 7 mm de diámetro cuando está adaptada a la oscuridad. De modo que sólo pued e observar estrellas relativamente brillantes, con una intensidad de la radiación lumi nosa que difícilmente es inferior a 10-16 W.

En la antigua buscaba inicialmente una información útil para las astronomía el ojo era a la vez colector y detector y la observación necesid ades prácticas de la sociedad. Para obtenerla, los astrónomos inventaron diversos instr umentos. El gnomon fue quizás de los primeros instrumentos utilizados en la Astronom ía y era conocido por los chinos, egipcios, caldeos y griegos así como por los incas.

Modelo de Brahe del Sistema Solar

Está constituido por una columna vertical fija sobr e un plano horizontal y era utilizado para determinar la dirección del meridiano, los sol sticios de verano e invierno y establecer la hora local a partir de la longitud de la sombra proyectada por la columna vertical. Era pues un verdadero reloj solar.

Este inconveniente fue soslayado cuando Galileo, en 1610, construyo el primer telescopio y lo dedicó a la observación del cielo. Consistía en un tubo que tenía en uno de sus extremos una pequeña lente de algunos centím etros de diámetro, el objetivo, y en el otro un ocular ( Figura 1-2-2 ). Con este pequeñ o telescopio refractor encontró que el Sol tenía manchas, Júpiter satélites y Venus fases.

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Figura 1-2-2: Esquema de telescopio refractor Telescopio de Galileo Galileo Galilei (1564-1642)

2.2. Reflectores y refractores

Las evidentes ventajas de los telescopios para la o bservación astronómica impulsaron la consecución refractores de mayor tamaño y aumento q ue, si bien recogían más luz, tenían entre otros el inconveniente de incrementar las aberraciones ópticas. Este efecto pudo ser corregido con el progreso de la óptica. La utilización de grandes lentes presentaba además otros problemas que requirieron m ucho tiempo antes de que fueran solventados. En principio el vidrio utilizado ha de estar exento de burbujas y esto es tanto más difícil de conseguir cuanto mayor sea su tamaño. El peso impone también restricciones: la lente está montada en la estructu ra mecánica del tubo del telescopio con ayuda de un soporte no muy extenso, con el fin de que oculte sólo una parte mínima de su superficie. En consecuencia, y debido a su pr opio peso, puede haber una flexión, que actúa en el centro de la lente y varía con el m ovimiento del telescopio, alterando la puesta a punto del sistema óptico durante la observ ación. La solución de este problema es compleja ya que, para conseguir una mayor rigide z de la lente, es necesario aumentar su espesor y por consiguiente su peso. Pero ello, a demás de agravar el problema anterior, obliga utilizar en la fabricación de la l ente bloques de vidrio de mayor tamaño, donde las rigurosas condiciones de homogeneidad req ueridas por la observación astronómica son difíciles de lograr. En este caso e xiste además un inconveniente añadido: cuanto mayor es el tamaño, y por consiguie nte el espesor de la lente, mas absorbe la luz que la atraviesa, convirtiendo la ob servación de objetos débiles en una tarea difícil sino imposible. También hay que desta car que las lentes funcionan como verdaderos filtros que limitan la banda luminosa qu e puede ser observada con ellos. Un inconveniente poco relevante en la observación visu al, pero restrictiva cuando el detector puede recoger un rango de frecuencias más amplio que el ojo.

Durante el siglo XIX ocurren dos acontecimientos qu e habrían de tener una repercusión transcendental para la fabricación de grandes telescopios : los estudios de Foucault, que facilitaron el tallado de los espejos y el procedim iento descubierto por un obrero suizo para fundir bloques de vidrio de gran tamaño exento de impurezas. Utilizando estos avances George Hale desarrolló un proyecto destinad o a conseguir una lente del mayor diámetro posible, que logro gracias al apoyo económ ico de Charles Yerkes, un empresario de los tranvías de Chicago. El telescopi o, que fue operativo en 1895, tiene un diámetro un metro y su coste fue 349 000 dólares, m uy elevado para la época. El mismo Hale quedó convencido de haber alcanzado el límite del tamaño de los refractores. También de que los grandes telescopios del futuro d eberían ser reflectores, esto es constituidos por espejos cóncavos y convexos en lug ar de lentes.

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El uso de los refractores para la investigación ast ronómica iría quedando relegado progresivamente a la ejecución de muy escasas tarea s: la observación directa o fotográfica de regiones extensas del cielo. Muchas de las cuales son ya realizadas por telescopios reflectores.

Los primeros grandes reflectores fueron construidos en el siglo XIX, pero eran muy imperfectos. Los espejos eran metálicos, de hierro blanco o bronce. Sin embargo facilitaron el descubrimiento del primer satélite d e Neptuno, el séptimo de Saturno, dos satélites de Urano y ya, en 1870, las primeras foto grafías de la Luna. Actualmente el espejo se obtiene depositando una capa muy delgada de un material altamente reflectante, aluminio (Foucault en los primeros int entos empleo plata), sobre la parte superior del bloque de vidrio tallado. Como la luz no traspasa la capa reflectante superficial, los requerimientos de homogeneidad no son tan críticos como en el caso de las lentes. El espejo queda acoplado al tubo del te lescopio con una red de soportes dispuesta en la parte trasera del espejo, consiguie ndo de esta forma una gran rigidez, que evita las flexiones indeseadas producidas por e l peso del espejo, sin perder por ello superficie colectora útil.

Además los reflectores tienen también otras ventaja s. En principio, no presentan aberración cromática y la construcción es más simpl e. Tienen la posibilidad de recoger y reflejar radiación de longitud de onda más corta qu e la luz visible, que no podría sin embargo atravesar una lente ordinaria de su tamaño. Los soportes de vidrio actuales, construidos en pyrex y más recientemente en Cer-Vit y otros productos análogos, tardan menos tiempo en alcanzar su equilibrio, cuando está n sometidos a las frías temperaturas nocturnas, que los vidrios ópticos empleados en la construcción de las lentes. EI reflector es también más ligero que los refractores de su mismo tamaño. Esta propiedad unida a la posibilidad de observar bandas muy ampli as del espectro electromagnético facilita su utilización en las experiencias espacia les.

2.3 Propiedades de los telescopios I

• Calidad, tamaño y brillo de la imagen • Aumento • Relación focal o de apertura • Aumento útil o máximo • Límite de resolución teórica

Entre las propiedades más importantes de un telesco pio destacan la calidad, tamaño y brillo de la imagen. Dependen básicamente del diseño, tal lado y material empleado en los elementos del sistema óptico, así como del diám etro y longitud focal de la lente objetivo o del espejo primario.

La calidad de la imagen proporcionada por un telescopio depende del diseño del espejo primario, que en los casos ordinarios han de tener una sección parabólica. Las desviaciones de esta definen figura la calidad del telescopio. Cuando éstas no superan la décima parte de la longi tud de onda λλλλ=4000Å (4 x 10-6 cm), correspondiente a la región azul del espectro, se d ice que el espejo tiene una calidad λλλλ /10, considerándose ésta muy aceptable para un telesco pio de aficionado.

Hay que señalar que para alcanzar este valor en el caso de las lentes, sería necesario suprimir todas las irregularidades con dimensiones iguales o superiores al valor comprendido en el paréntesis. Los espejos de los te lescopios profesionales tienen una calidad superior a: λ /20.

Si aplicamos esta relación a la Luna, con un diámet ro aparente de 0.5° observada con un telescopio F = 120 cm, resulta una imagen de 1 cm.

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Aumento

Introduciendo un ocular de longitud focal f, el aum ento A será, A = F/f de modo que, para un valor de f = 1 cm, obtendríamos una imagen aumentada 120 veces, que permitiría distinguir detalles y estudiar estructuras diferenc iadas.

Esto no es posible en el caso de las estrellas, que por sus tamaños y distancias son puntuales. Sin embargo, al observar una estrella co n aumento suficiente, su imagen no es un punto luminoso sin diámetro apreciable, sino una figura extensa. La causa de este fenómeno es la difracción de la luz, que produce un disco circular con los bordes degradados, rodeado de anillos luminosos concéntric os. Aplicando la teoría ondulatoria de la luz se puede calcular el radio aparente αααα de esta falsa imagen, a partir de la relación

αααα = 1.22 (λλλλ /D) (radianes) = 251 643 (λλλλ /D) (segundos de arco) siendo D el diámetro del espejo primario en centímetros y λλλλ la longitud de onda de la luz.

Relación focal o de apertura

Eligiendo para ésta la correspondiente al amarillo, λλλλ = 5 500 Å (5,5 x 10-5 cm), cada estrella de este color producirá una figura de difr acción cuyo radio aparente, en segundos de arco, es aproximadamente 14/D, y su rad io lineal r = 1.22 λλλλ (F/D) 3 ≥≥≥≥ 6,71 x 10-5 (F/D)

F/D recibe el nombre de relación focal o relación de a pertura. Un valor F/ 10 significa que la longitud focal es diez veces mayor que el diámet ro del espejo primario. Los refractores tienen unas relaciones de apertura comp rendidas ordinariamente entre F/20 a F/10, y los reflectores de F/5 a F/3

F/D recibe el nombre de relación focal o relación de a pertura. Un valor F/ 10 significa que la longitud focal es diez veces mayor que el diámet ro del espejo primario. Los refractores tienen unas relaciones de apertura comp rendidas ordinariamente entre F/20 a F/10, y los reflectores de F/5 a F/3.

Aumento útil o máximo

Como regla general, el aumento útil o máximo que pe rmite ver con detalle la figura de difracción de una estrella, es 25 veces la apertura del telescopio (diámetro del espejo primario) en centímetros. En principio, sustituyend o el ocular deberían conseguirse grandes aumentos. En la práctica, sin embargo, el a umento está limitado también por el poder de resolución y la turbulencia atmosférica, e ntre otros factores. Los aumentos que superan el valor límite proporcionan imágenes degra dadas que son, progresivamente, más extensas y difusas.

Límite de resolución teórica

Dos estrellas separadas una distancia angular infer ior a αααα , tendrán sus figuras de difracción superpuestas y es imposible distinguirla s. El límite de resolución teórica es 0.85, αααα = 12/D. Este resultado define el poder separador teórico del instrumento.

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2.3 Propiedades de los telescopios II

Resolución y poder separador del ojo

Resolución del ojo

La resolución del ojo es en principio de unos veinte segundos de arco cuando la pupila alcanza su máximo diámetro

La resolución del ojo, esto es la propiedad que per mite distinguir los detalles más finos de una imagen, es en principio de unos veinte segun dos de arco cuando la pupila alcanza su máximo diámetro, pero en realidad sólo p uede separar dos imágenes, sobre la llamada fovea Centralis de la retina, que disten uno o dos minutos de arco. Por tanto, no es suficiente que las imágenes de dos estrellas aparezcan resueltas instrumentalmente para que el ojo sea capaz de sepa rarlas. Para ello es necesario que el aumento del telescopio alcance un valor ββββ tal, que dos estrellas que están justamente resueltas por el instrumento sean vistas en el ocul ar separadas un ángulo de 1'.

Para ello ha de cumplirse la relación:

ββββ (12 cm / D) = 60"

y por tanto β β β β ha de ser igual al radio del espejo primario expre sado en milímetros.

El aumento máximo que permite observar con detalle la figura de difracción de una estrella brillante es:

ββββ = 2.5 D (mm).

pero las condiciones han de ser extremadamente favo rables. Un telescopio, por grande que sea su apertura o diámetro, no aumentará la ima gen de una estrella hasta el extremo de permitir la observación detallada de su estructu ra.

En contra de la creencia popular, la principal func ión del telescopio no es conseguir grandes aumentos, sino recoger tanta luz como sea p osible del astro, facilitando el estudio de objetos débiles y distantes.

El flujo luminoso recogido por el espejo y focalizado en el ojo, viene dado por:

B = S/σσσσ

donde S y σσσσ son las áreas del espejo primario y la pupila, res pectivamente.

Expresando esta relación en función de los diámetro s respectivos, D y δδδδ , resulta:

B = (D/δδδδ )2

De este valor habrá que sustraer las pérdidas de lu z debidas a las absorciones y difusiones en las lentes y espejos, que serán tanto más elevadas cuanto mayores sean

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sus dimensiones. En el caso de los objetos extensos , la relación anterior se transforma en:

B' = B/A2

y si la expresamos en función de los parámetros del telescopio entonces

B' = ( f/δδδδ )2 ( D/F)2

2.3 Propiedades de los telescopios III

• Campo del telescopio • Turbulencia atmosférica y centelleo • El lugar de observación

Campo del telescopio

La extensión de la región del cielo que puede obser varse con un telescopio utilizando un tipo determinado de ocular es inversamente proporci onal al aumento. Por tanto, cuando éste es grande, el campo accesible con el telescopio es muy pequeño. Es el caso de los reflectores, cuyas longitudes focales son mayores q ue las de los refractores. Por ejemplo, con el telescopio de 5 m de Monte Palomar el campo máximo es de tan sólo 10 minutos de arco, con lo que la localización de los objetos débiles, que ha de hacerse utilizando como referencia otros más brillantes, es muy laboriosa. Por ello, los reflectores están equipados con un pequeño refracto r llamado buscador, dispuesto paralelamente a su eje óptico, con el fin de amplia r el campo celeste.

Turbulencia atmosférica y centelleo

Además de los factores instrumentales, la calidad d e la observación astronómica está condicionada por otros aspectos. El primero de ello s es la turbulencia atmosférica, que se manifiesta a simple vista en el centelleo de las estrellas, y que aumenta desde el cenit al horizonte. Por perfecto que sea el instrumento u tilizado, no siempre es posible distinguir las figuras de difracción descritas ante riormente. A menudo la imagen estelar parece agitada, deformada, los anillos pueden llega r a desaparecer, y la mancha central superar los límites predichos por la teoría. Esta p érdida de calidad de la imagen tiene su origen en las alteraciones que sufren las trayector ias de los rayos luminosos cuando atraviesan la atmósfera terrestre. En condiciones ideales el aire estaría distribuido en capas plano-paralelas, en la práctica son sin embar go irregulares a causa de las inhomogeneidades locales producidas por el viento, remolinos de aire, etc..

Además, las diferencias de temperatura y humedad en tre las distintas capas producen variaciones del índice de refracción. El resultado final es que el rayo luminoso, normal en cada punto a la superficie de onda, deja de tene r una dirección constante y es separado sin cesar del valor medio de ésta. El valo r límite de la desviación, expresado en segundos de arco, mide la turbulencia atmosférica e n una dirección dada.

La turbulencia está causada también por variaciones accidentales de la refracción, provocadas por los desplazamientos de masas de aire heterogéneas en las vecindades del suelo o de la propia cúpula, que suelen tener u n origen exclusivamente térmico. Se pueden atenuar sus efectos reduciendo el calentamie nto diurno de la cúpula, pintándola de blanco o recubriéndola de aluminio, y abriendo l a pequeña compuerta de entrada de luz en el ocaso, con el fin de conseguir el adecuad o equilibrio térmico entre la cúpula y el exterior, antes de iniciar las observaciones.

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El lugar de observación

En condiciones ordinarias, la turbulencia es pequeñ a aunque supera el segundo de arco. Hay lugares excepcionales donde, durante intervalos de tiempo muy cortos, los valores son más bajos pero en cualquier caso superan siempr e el límite de resolución instrumental.

La turbulencia está fuertemente condicionada por la s características del sitio de observación. Para su elección son necesarios cuidad osos controles fotométricos y meteorológicos, realizados durante largos periodos de tiempo. Han de ser lugares con una elevada transparencia, donde la turbulencia, ve locidad del viento, humedad y nubosidad deben ser pequeños. No ha de haber, obvia mente, contaminación química ni luminosa, por lo que los lugares próximos a las pob laciones y zonas industriales deben ser excluidos.

Observatorio de La Silla (Chile)

2.4. Principales tipos de telescopios I

• Montura alemana • Montura de horquilla • Montura de disco polar • Montura inglesa

Montura alemana (Figura 1-2-4).

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El sistema óptico del telescopio es soportado por una estructura mecánica denominad a montura, que tiene además la función de facilitar e l apuntado y seguimiento de los astros. Para ello ejecuta con gran precisión un mov imiento que tiene como finalidad contrarrestar la rotación de la Tierra, lo que cons igue mediante el giro regular de una vuelta por día alrededor del llamado eje horario de l instrumento, que es paralelo al de rotación de la Tierra.

Perpendicular a él está el eje de declinaciones. Am bos disponen de uno círculos graduados que facilitan la introducción manual de l as coordenadas del astro, labor que en la actualidad está automatizada en los grandes i nstrumentos y en muchos de los utilizados a nivel de aficionados.

Montura alemana

Existen diferentes variedades de montura que buscan básicamente conseguir una mayor rigidez, compacidad, fácil acceso a cualquier direc ción de observación y un acoplamiento sencillo de los analizadores y demás e quipos auxiliares de observación. Los refractores utilizan ordinariamente una montura alemana (Figura 1-2-4).

El telescopio está situado en uno de los extremos d el eje de declinaciones dispuesto en el borde del eje horario, formando una T. Este dise ño presenta una rigidez aceptable y facilita el acceso a cualquier región del cielo.

Monturas de horquilla y de disco polar

La mayor parte de los grandes reflectores utilizan la montura de horquiIla ( Figura 1-2-5a ), y en menor medida de disco polar (Figura 1- 2-5b ). En ambos, los brazos que apuntan a la Polar, sustentan una barra en la que se apoya el telescopio y que actúa como eje de declinaciones. Con este sistema el eje horario ha d e soportar un esfuerzo considerable.

Montura inglesa

Este inconveniente es soslayado con la montura ingl esa, cuyo eje horario apoya sus extremos en dos pilares muy separados que facilitan además el acceso del astrónomo al instrumento (Figura 1-2-6a y 6b).

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2.5. Principales tipos de telescopios II

• Montaje Newton • Montaje Casegrain • Montaje Coudé • Montaje Nasmyth • Montaje Ritchey-Chrétien • Telescopio Schmidt

El espejo primario de los reflectores tiene, en gen eral, una sección parabólica cóncava. Forma imagen en el foco primario, situado delante ( Figura 1-2-7), dificultando la observación directa y el acoplamiento de los analiz adores, que apantallarían una fracción sustancial de la luz incidente en telescop ios de pequeña abertura. Los de tamaño intermedio, 2 a 4 metros, sólo permiten equi pos poco voluminosos y pesados. Sin embargo los de mayor diámetro disponen de un ha bitáculo en el foco primario, que se desplaza con el instrumento. En estos casos la p érdida de luz por apantallamiento queda compensada por la ganancia conseguida al redu cir al mínimo el número de reflexiones que experimenta la luz en el sistema óp tico, facilitando de esta manera la observación de objetos muy débiles.

Montaje Newton

La búsqueda de las condiciones óptimas para la obse rvación ha estimulado la elaboración de diferentes diseños, que condicionan las funciones del telescopio, y de los que resultan unos tipos básicos de montaje que describimos brevemente a continuación.

El montaje Newton introduce un espejo secundario pl ano ( Figura 1-2-8a ) que reenvía el foco al exterior del tubo. Como el número de reflex iones que experimenta la luz es

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pequeña, este montaje facilita también la observaci ón de objetos poco brillantes. El campo útil, esto es, la extensión máxima de cielo visibl e, es de algunos minutos de arco.

Montaje Casegrain

El espejo primario en un montaje Cassegrain (Figura 1-2-8b), está caracterizado por la existencia de un pequeño orificio en el centro. El secundario, de pequeñas dimensiones e intercambiable, tiene una sección hiperbólica con vexa que focaliza la imagen detrás del primario. El campo útil es de algunos minutos. Es evidente que el ori ficio central disminuye la capacidad colectora del primario, por lo que este montaje no es muy adecuado para los telescopios de pequeña apertura. El montaje Cassegrain facilita el acoplamiento de analizadores relativamente pesados, que se disponen en el eje óptico del telescopio de forma que no obstruyen su movimie nto ni lo desequilibran. Este montaje es utilizado, en la mayoría de los casos, p ara la observación de galaxias y en general de objetos relativamente débiles.

Montaje Coudé

En el montaje Coudé ( Figura 1-2-8c ) el espejo pri mario tiene el mismo perfil que en el caso anterior. Contiene además dos espejos planos: El primero, en la intersección de los ejes óptico del telescopio y de declinaciones; el s egundo, entre este último y el eje horario. De esta forma el foco permanece fijo, cual quiera que sea la posición del telescopio, facilitando el acoplamiento de grandes analizadores, que pueden instalarse en laboratorios (Figura 1-2-9) donde las condicione s ambientales pueden ser rigurosamente controladas. Al ser mayor el número d e reflexiones, la pérdida de luz es muy grande, por lo que este montaje es utilizado preferentemente para la observación d e los objetos mas brillantes.

Figura 1-2-9: Montaje Nasmyth

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Montaje Nasmyth

Una variante del anterior es el montaje Nasmyth, qu e facilita el acoplamiento de instrumentos de tamaño moderado en un lateral del t ubo del telescopio

Montaje Ritchey-Chrétien

Entre los objetivos más importantes de los instrume ntistas interesados en la observación astrofísica , destaca la mejora de la calidad de la imagen prop orcionada por los reflectores. En este sentido se ha logrado un a vance importante con el montaje Ritchey-Chrétien, en el cual el espejo primario es un hiperboloide cóncavo, y el secundario tiene un perfil distinto del clásico. Co n esta solución desaparecen algunos inconvenientes de los telescopios ordinarios, particularmente para relaciones focales bajas. Tiene además la ventaja de reducir grandemen te la longitud del tubo, y por tanto las dimensiones de la cúpula, con la consiguiente d isminución de costes. Prácticamente todos los reflectores modernos ( Figura 1-2-10 ) ad optan este diseño.

Telescopio Schmidt

Figura 1-2-11: Edwin Hubble observando por un telescopio Schmidt.

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El telescopio Schmidt (Figura 1- 2-11) tiene unas c aracterísticas diferentes que guardan correspondencia con la singularidad de sus funcione s, básicamente encaminadas a sustituir ventajosamente a los refractores. Las pér didas de luz son menores, recoge luz de longitudes de onda más cortas y permite la obser vación fotográfica de regiones del cielo muy extensas que pueden alcanzar los 20°. Su coste también es menor. Como el espejo primario es esférico, la aberración de esfer icidad es corregida con una placa que actúa como lente, convergente en el centro y diverg ente en los bordes .

Figura 1-2-12: Telescopio Schmidt

Más pequeña que el primario, la lente Schmidt está acoplada en la parte superior del tubo ( Figura 1-2-12). Hay una aberración de curvat ura de campo importante, que está compensada haciendo que la superficie focal que alb erga la placa fotográfica sea convexa.

El telescopio Schmidt más grande es el del Observat orio de Tautenburg, cuya placa correctora tiene 1.4 m y el espejo esférico, 2 m.

2.6 Grandes telescopios

La construcción de una gran telescopio es un desafío que tecnológico. Desde el punto de vista óptico requiere un tallado muy preciso de los espejos utilizados, que es tanto más difícil cuanto más grandes son y por tanto más pesados. Por ejemplo el espejo primario de 3.5 m del Observatorio Hispano-Alemán ( Almería) pesa 14 toneladas. También hay que hacer frente a problemas inherentes al material utilizado, como dilatación etc., que repercuten en la calidad de la imagen, etc. Para resolverlos está la llamada óptica activa, que permite espejos más delg ados que son mantenidos en la posición precisa mediante sensores, situados en su parte posterior del espejo, que están controlados por un ordenador. Otro inconveniente so n las grandes longitudes focales que exigen soluciones ópticas para acortarlos, ya q ue de otra manera no habría suficiente rigidez para mantener la focalización co rrecta durante la observación. La cúpula sería además enorme y extremadamente costosa .

Hay también problemas mecánicos que resolver, ya qu e a pesar de su peso y tamaño el telescopio ha de moverse con la precisión de un cro nómetro. Por ejemplo las partes móviles de un telescopio de 3.5 m pesan 200 tonelad as y el más pequeño, de 1.2 m, 15 toneladas.

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Figura 1-2-13 El Gran Telescopio de Canarias

Naturalmente de nada sirve disponer de un buen tele scopios si los instrumentos auxiliares, espectrógrafos , fotómetros, etc, no tienen la calidad suficiente. Esto exige también el desarrollo de instrumentos con tecnologí a muy puntera.

Como ejemplo de la nueva generación de los grandes telescopios vamos a considerar un proyecto español, el Gran Telescopio de Canarias ( GTC ) desarrollado por el Instituto de Astrofísica de Canarias. El GTC será un telescopio reflector con dos espejos, en configuración Ritchey-Chrétien, concebidos en el ma rco de la óptica adaptativa. La luz es recogida por el espejo primario ( Figura 1-2-13 ) y dirigida al foco primario donde el espejo secundario la concentra directamente en un f oco Cassegrain, o bien es redirigida mediante un espejo terciario a uno de los focos Nas myth o Cassegrain doblados. Dos telescopios similares, pero de tecnología más obsol eta son los Keck ( 10 m) que son operativos en Mauna Kea.

El espejo primario esta formado por 36 espejos inde pendientes dispuestos en una estructura hexagonal . El lado de cada uno de estos elementos tendrá 936 mm. Los espejos son extremadamente ligeros y pueden ser uti lizados aisladamente o bien conjuntamente de manera que sus focos coincidan en un único punto. En este caso el instrumento funcionará de manera equivalente a un t elescopio con un espejo único de 10 m. La posición de cada uno de los elementos pued e modificarse con el fin de corregir errores posibles de fabricación o los efectos produ cidos por la inestabilidad térmica. El espejo secundario tiene unas dimensiones de 1176mm y pesará 65 kg.

Este proyecto cuenta con el asesoramiento y apoyo d e los especialistas internacionales más destacados en el campo de la instrumentación as tronómica y está previsto que comience a funcionar en el años 2003. El presupuest o estimado es de unos trece mil millones de pesetas.

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2.7 Radiotelescopios

Figura 1-2-15: Radiotelescopio

En el año 1931 tuvo lugar por vez primera la detecc ión de señales radio procedentes de una fuente exterior a la Vía Láctea .

Este descubrimiento, realizado por Karl Jansky, dio origen a la radioastronomía, rama de la Astrofísica dedicada a la observación e interpretación de las señales emitidas por los astros en el dominio de las frecuencias de radio.

Los estudios en este campo han suministrado una inf ormación de primera importancia que ha conducido a progresos importantes en nuestro conocimiento del Universo. La única diferencia significativa entre las ondas d e radio y la luz visible radica en el rango espectral implicado. Así, los radiotelescopio s y los telescopios ópticos tienen la misma función: recoger tanta radiación como sea pos ible y focalizarla sobre un detector. La longitud de las ondas de radio es mayor que la c orrespondiente a la luz visible. Así pues, el colector tiene, como en los casos anterior es, forma de paraboloide. Pero al ser mayor la longitud de la onda, los requerimientos de calidad (desviaciones de la forma) y homogeneidad no son tan estrictos. Ello facilita la construcción de colectores de grandes tamaños, empleando superficies metálicas qu e pueden incluso estar horadadas. Como el radiotelescopio de Effelsberg (Alemania) de 100 m de diámetro, o el de Arecibo (Puerto Rico), de 300 m. De manera similar a los te lescopios ópticos, la función del colector es recoger la radiación y concentrarla en la antena ( Figura 1-2-15 ). Esta convierte las radioseñales en impulsos eléctricos q ue son enviados a un receptor. EI proceso es similar al utilizado en los receptores c omerciales de radio. EI radioastrónomo podría convertir en sonido las señales que recibe d e los astros. Pero es más interesante, tanto en este caso como en el óptico, registrarlas de forma permanente, en soportes informáticos para proceder más tarde a su análisis detallado.

Los radiotelescopios ordinarios no pueden alcanzar las resoluciones típ icas de los telescopios ópticos. Pueden ser mejoradas utilizand o métodos interferométricos consistentes en una red de radiotelescopios situado s lugares apropiado, que reciben la señal de la misma fuente, produciendo interferencia s que facilitan la localización y estudio de estructuras emisoras más pequeñas.

2.8 Observaciones con radar

Tanto el telescopio óptico como el radiotelescopio son instrumentos de observación en algún modo pasivos, reciben las señales emitidas po r los objetos celestes sin interferir con ellos. Y es natural que así sea dadas sus grand es distancias. En este sentido conservamos aspectos de la observación astronómica tradicional. Sin embargo el

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progreso tecnológico realizado en las últimas décad as ha permitido una interacción, con ayuda del radar y las sondas espaciales con los cue rpos celestes más cercanos de nuestro sistema solar. En el primer caso un transmi sor instalado en tierra emite señales de radio que son dirigidas hacia objetos del sistem a solar, por ejemplo un planeta , que lo refleja y reenvía a un radiotelescopio situado en t ierra o montado a bordo de un satélite artificial.

De esta forma, midiendo el intervalo de tiempo tran scurrido desde la emisión de la señal hasta su recepción, puede determinarse de una maner a precisa la distancia. Este método también facilita información sobre las característi cas de la superficie del planeta así como su velocidad de rotación, ya que la señal refl ejada tiene una frecuencia ligeramente distinta de la inicialmente emitida. Co nocida esta velocidad es fácil determinar la duración del día.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

1. Cuál es la razón de que los radiotelescopios ten gan peor resolución siendo más grandes que los telescopios ópticos.

2. Por qué los radioastrónomos pueden observar dura nte el día y los astrónomo ópticos no pueden hacerlo.

3. ¿Se aprecia alguna diferencia en la imagen de un a estrella que proporcionan dos telescopios de 10 cm y un metro de diámetro?.

4. Por qué centellean las estrellas.

5. Qué desventajas tiene el foco Coudé en la observ ación de objetos muy débiles.

6. Qué tipo de telescopio es el más adecuado para r ealizar exploraciones de campos extensos del cielo.

7. Cuál debe ser la apertura mínima del telescopio para distinguir dos estrellas de un sistema binario separadas 1 segundo de arco.

8. Cuál es el diámetro máximo de un telescopio de a pertura D si el poder de resolución del ojo es de 2 minutos de arco.

1. Un telescopio tiene 20 cm de diámetro y la relac ión focal es F/12. Si el diámetro de la pupila de salida es de 6 mm, cuál es la longitud fo cal del ocular.

2. La Luna está a una distancia media de 384000 km y tiene un radio de 1738 km, cuál es su diámetro aparente cuando se observa con el teles copio anterior.

Soluciones

2. Por qué los radioastrónomos pueden observar durante el día y los astrónomo ópticos no pueden hacerlo

Los radiotelescopios observan radiación en radiofre cuencias que no son enmascaradas por la luz diurna

4. Por qué centellean las estrellas.

Cambio del índice de refracción de las capas de air e atmosférico que atraviesa la luz de la estrellas

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1. Un telescopio tiene 20 cm de diámetro y la relac ión focal es F/12. Si el diámetro de la pupila de salida es de 6 mm, cuál es la longitud fo cal del ocular.

72 cm

3. Se desea construir un telescopio segmentado cuya ár ea colectora sea equivalente a un telescopio de 8m de apertura. Cuántos espejos de 2 m son necesarios.

64/4 =16

MODULO 1 Unidad didáctica 3 Intrumentos auxiliares y observatorios espaciales

3.1. Introducción

Históricamente nuestro conocimiento del universo fí sico proviene de la observación visual directa. EI ojo era el único detector dispon ible, pero sus limitaciones son, sin embargo, importantes. En principio, sólo puede capt ar luz en un rango muy estrecho del espectro electromagnético, y además los receptores de la retina tienen sensibilidades diferentes. Cuando la luz es brillante, la visión s e debe fundamentalmente a los conos de

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la retina, que tienen el máximo de sensibilidad alr ededor de 5 500 Å, y en caso contrario a los bastones, donde el máximo es cercano a los 51 00 Å. Este desplazamiento de sensibilidad, denominado efecto Purkinje, puede ind ucir a errores. Por ejemplo, al estimar la magnitud de una estrella brillante y azu lada comparándola con otra más fría y menos luminosa, con la que forma un sistema binario visual. Aun cuando el ojo puede distinguir varias imágenes diferentes por segundo, es incapaz de almacenar una imagen durante largo tiempo y proporcionar una más brillan te mediante la acumulación de luz.

Los astrónomos han superado estas limitaciones medi ante la combinación de un telescopio que aumenta la imagen y actúa de colecto r de la luz, un analizador que la descompone y facilita su análisis y un receptor o d etector que produce como respuesta una señal mensurable. Es importante que ésta pueda quedar almacenada de modo permanente, ya que una de las bases de la investiga ción científica es la repetición de experiencias y su comparación. Este proceso puede l levarse a cabo, bien en el mismo receptor, caso de la placa fotográfica, o en dispos itivos que van desde el simple registrador de papel a soportes magnéticos, etc.

3.2. Analizadores

• Filtro • FotómetroEspectrógrafo • Prisma objetivo

De poco serviría un telescopio, por grande que sea, si la luz recogida no pudiera ser convenientemente analizada. Para esta tarea son úti les una gran mayoría de los instrumentos disponibles habitualmente en los labor atorios para analizar la luz. Obviamente las conFigura 1-ciones de los mismos, la s restricciones que impone su acoplamiento a los telescopios y la débil intensida d de la señal que ha de tratar, obligan a introducir modificaciones pero sin que ello alter e concepto del instrumento, ni su modo de operar. La literatura astrofísica ofrece abundantes muestras de resultados obtenidos con fotómetro s, espectrógrafos, polarímetros, interferómetros, etc. Construir un fotómetro o un pequeño espectrógrafo no presenta complicaciones excesivas, y pueden acoplarse a telescopios de pequeña apertura, mejorando de forma notable sus rendimientos observacionales. Describimos a continu ación los analizadores utilizados más frecuentemente en las observaciones astronómica s.

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Filtro

EI filtro es uno de los analizadores más simples, p ero permite realizar de análisis de gran importancia. Puede ser utilizado conjuntamente con una emulsión fotográfica, o con un detector CCD como ocurre en las cámaras de vídeo. Está caracter izado por la anchura de la banda de paso, que define la extensión de la zon a de transmisión del filtro, y por la longitud de onda efectiva, que corresponde al máxim o de transmisión. El primer filtro utilizado en Astronomía fue el ojo, que tiene una banda de paso de unos 2 000 Å. En general, los filtros pueden ser absorbentes e inter ferenciales. Los primeros están basados en las propiedades de ciertas sustancias mo leculares que presentan bandas de absorción importantes en una región espectral de interés. Su s bandas de paso son relativamente grandes, superiores al centenar de An gstroms. Los filtros interferenciales están constituidos básicamente por dos láminas plan o-paralelas semirreflectantes, separadas una cierta distancia por un medio con un determinado índice de refracción. La anchura de la banda de paso puede ser muy pequeña, 0.5 Å, ya que depende del espesor del filtro, esto es de la distancia entre l as dos Iáminas. En general, la transmisión de los filtros absorbentes disminuye al aumentar la temperatura. Los coeficientes térmicos de los filtros interferencial es son más pequeños y tienen el inconveniente de ser muy sensibles a los cambios de humedad.

Fotómetro

El conjunto constituido por el filtro y el detector recibe el nombre de fotómetro. Su modo de trabajo es también muy simple: la luz que atravi esa el filtro coloreado incide sobre el detector y este responde con una reacción química, en el caso de una emulsión fotográfica, o una señal eléctrica, la cual es conv enientemente amplificada antes de su almacenamiento. Los programas fotométricos incluyen observaciones de estrellas bien conocidas, que no han de ser variables, denominadas patrón o estándar, que permiten corregir la extinción y proporcionan la necesaria homogeneidad entre med idas que han sido realizadas por diferentes astrónomos en instan tes y observatorios distintos.

Espectrógrafo

Figura 1-3-2: Espectrógrafo

La información contenida en la luz emitida por las estrellas y galaxias contiene una abundante información. Para extraerla es necesario un análisis detallado de la misma que es imposible de conseguir con un filtro por muy estrecha que sea su banda de paso. El instrumento idóneo para lograr este objetivos es el espectrógrafo ( Figura 1-3-2). La luz recogida y focalizada por el telescopio atravie sa un estrecha rendija y una lente colimadora que obliga a los rayos de luz a incidir paralelamente sobre un prisma. La luz

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descompuesta por éste es recogida, después de atrav esar una lente, llamada de cámara, por el detector. Para evitar las pérdidas de luz po r efecto de las absorciones causadas por las lentes y el prisma, la primeras han sido su stituidas por espejos y el prisma por una red de difracción. Con ello queda suprimido otr o de los inconvenientes del prisma, cual es la fuerte variación de su resolución con la longitud de onda, que hace muy laboriosa la medida e identificación de las Iíneas espectrales. Las redes de difracción, salvo en programas de investigación muy específicos , son reflectoras, constituidas por un espejo grabado con finas estrías o trazos cuyo n úmero por milímetro, define su resolución intrínseca que es prácticamente constant e.

En el caso de los espectrógrafos astronómicos, la r elación de apertura para el colimador no debe ser en ningún caso más pequeña que la del t elescopio, con el fin de que el prisma esté adecuadamente iluminado. Durante la obs ervación la rendija debe admitir la mayor parte de la luz de la estrella, pero no ha de ser sin embargo muy ancha, para evitar una pérdida de resolución espectral. Si la imagen d e la rendija sobre el detector supera el poder de resolución de éste hay también una dism inución de la eficacia del sistema.

Al observar espectroscopicamente un objeto celeste es conveniente obtener con el mismo instrumento el espectro de unas fuentes lumin osas, arcos voltaicos de hierro o Iámparas de determinados elementos, Ne, Ar, etc., q ue producen espectros muy bien conocidos de comparación. Esta operación tiene luga r antes y después de efectuar la observación astronómica, y su finalidad es por un l ado facilitar la identificación del espectro astronómico y la medida de su velocidad radial , y por otro controlar la existencia de posibles anomalías producidas durante la observación, como posibles desplazamientos mecánicos de los elementos del espe ctrógrafo, que podrían haber ocurrido como consecuencia del movimiento del teles copio.

Prisma objetivo

Cuando interesa observar campos extensos de cielo, con el fin de efectuar exploraciones espectroscópicas sistemáticas de los mismos es muy eficaz el uso del prisma objetivo. De un gran tamaño están montados e n la parte superior de un telescopio de tipo Schmidt. Las observaciones con p risma objetivo han facilitado la identificación de características espectrales inten sas en una gran variedad de objetos, tanto estelares como extragalácticos y el descubrimiento a partir de ellas de un número importante de nuevas galaxias y cuasares , contribuyendo a una descripción más completa del universo a gran escala.

3.3. Detectores

• El ojo • La placa fotográfica • El fotomultiplicador • Los CCD

El ojo

El primer detector utilizado en Astronomía fue el ojo. Para que éste pueda percibir una fuente luminosa puntual, debe recibir como mínimo u na energía de 10 -16 vatios, de modo que si la longitud de onda de la luz incidente es λλλλ = 5 600 Å, el número de fotones que llegan al ojo por segundo es

10-16 / (hc/λλλλ ) ≅≅≅≅ 280

donde hc/ λλλλ es la energía del fotón (h, constante de Planck y c, velocidad de la luz). Gran parte de estos fotones experimentan procesos de absorción y dispersión y no llegan a la retina. De los restantes, sólo el 10%, unos 28 foto nes, son susceptibles de ser

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absorbidos por el pigmento de los bastones. La efic iencia cuántica, que es el parámetro que mide la relación entre el número de fotones que inciden en un detector y los que son capaces de producir una señal registrable es, en el caso del ojo, de tan sólo 0.1. Pero además, cada uno de estos fotones reacciona con una molécula del bastón, produciendo inmediatamente la electrogénesis y permaneciendo in operante durante un cierto intervalo de tiempo, del orden de un segundo, por l o que no existe realmente un mecanismo de almacenamiento de fotones.

La placa fotográfica

La fotografía ha sido el primer detector incorporad o a la Astronomía y tiene además la ventaja de su gran capacidad de almacenamiento. EI material y la técnica son los de uso corriente, con la variante de que la gelatina fotos ensible está depositada sobre una placa de vidrio, con el fin de asegurar una mayor rigidez y estabilidad. La fotografía tiene grandes ventajas: su manipulación y procesado es mu y simple, suministra un registro objetivo y permanente de la observación, que puede consultarse posteriormente de forma inmediata, acumula luz durante largos periodo s de tiempo, y permite la observación de objetos más débiles que los percepti bles a simple vista. Uno de los inconvenientes es su lentitud. Mientras el ojo huma no requiere un tiempo de exposición de una décima de segundo para captar una imagen, la fotografía precisa de diez a cien veces más para obtener el mismo detalle. Es poco ef icaz, del orden del 0.02 y son necesarios millares de fotones para hacer reacciona r un grano de la emulsión. EI resultado de una exposición fotográfica no es conoc ido hasta que la misma ha concluido y ha tenido lugar el revelado y fijado, un complejo proceso químico sujeto a errores. Sus características impiden, además, la introducción de modificaciones durante la observación. Finalmente, suministra como resultado una imagen en densidad de ennegrecimiento que no es proporcional a la señal l uminosa recibida. El proceso de conversión en intensidad es muy laborioso y puede s er una fuente de errores. Obviamente, al ser la respuesta a la luz de carácte r químico y no eléctrico, el procesado y análisis de una placa fotográfica no admite un tr atamiento automatizado de carácter inmediato. Obviamente este aspecto descarta su util ización en experiencias espaciales.

El fotomultiplicador

El fotomultiplicador es un detector de flujo que está basado en una propiedad muy conocida del llamado efecto fotoeléctrico: un fotón incide en una superficie fotosensible y libera un electrón, pudiendo originar así una señ al eléctrica medible. La eficiencia viene dada en este caso por la relación entre el nú mero de electrones generados y el de fotones incidentes, ne/nf. Como ejemplo podemos señ alar que una superficie fotoemisiva de cesio-antimonio produce como máximo una corriente de 0.065 amperios cuando la potencia de la radiación incidente es de un vatio. La eficiencia en este caso será

E = (0.065/e) / (hc/l ) = 0,180

donde e es la carga del electrón y l = 5600 Å la lo ngitud de onda de la luz incidente. Es evidente que la señal obtenida es muy débil. EI obj etivo del fotomultiplicador es incrementar el número de electrones producidos por la superficie fotoemisiva, de forma que la corriente resultante pueda medirse con facil idad. La eficiencia conseguida es muy superior que la proporcionada por la fotografía lo que permite observar de objetos poco brillantes durante tiempos de exposición razonables . Tiene además otras ventajas. Para los débiles flujos astronómicos, la respuesta sumin istrada por los fotomultiplicadores es rigurosamente proporcional, simplificando el proces o de reducción y la interpretación de las observaciones. Sin embargo sus características como receptor de flujo limitan su aplicación a la fotometría fotoeléctrica, aun cuando hasta fechas recientes f ueron utilizaron utilizados en trabajos de espectrografía de baja resolución. En este caso, el analizador es un espectrógrafo cuya red gira lentamente con la ayuda de un motor, haciendo desfilar el espectro por delante del fotom ultiplicador. Hasta la aparición de los

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modernos detectores de imagen, esta fue la técnica utilizada en las experiencias astronómicas con satélites artificiales.

Los CCD

El detector idóneo para la observación astronómica es el que combina una elevada eficiencia y una repuesta lineal fácilmente informa tizable, con la capacidad de la fotografía para registrar imágenes. En la actualida d estas ventajas las reúnen los detectores CCD que equipan los analizadores utiliza dos en la astronomía profesional y en muchos equipos de aficionados. En un CCD los fot ones inciden en un elemento de estado sólido, el «pixel», prácticamente puntual, e l cual libera electrones. La carga eléctrica queda acumulada en un «chip» hasta que co ncluye la exposición. Los CCD tienen una eficiencia muy alta, pueden detectar el 70% de los fotones incidentes, y además permiten alcanzar resoluciones elevadas . Ad miten grandes periodos de integración que facilitan su utilización para la ob servación de objetos débiles.

Actualmente la placa fotográfica es utilizada todav ía como detector en las observaciones de campos extensos, como es el caso de las realizadas con pr isma objetivo. Pero su coste creciente por un lado, y por otro el progreso en el desarrollo de detectores CCD de gran tamaño, la han dejado obsoleta.

3.4. La calidad del cielo astronómico

• Luminosidad del cielo nocturno • Contaminación química y luminosa

De nada sirven unos instrumentos potentes y preciso s y unos analizadores y detectores refinados si las condiciones en las que se efectúan las observaciones astronómicas no son adecuadas. Entre los factores perturbadores hay unos que son naturales y otros causados por la acción del hombre como consecuencia del desarrollo industrial y urbano.

La astrofísica actual está principalmente concernida con la obser vación a grandes distancias, buscando información sobre la estructur a a gran escala y sobre objetos que pueden proporcionar datos sobre las propiedades del universo en diferentes épocas de su vida y son la sede de unos procesos cuyo estudio interesa a la Astrofísica y también a la Física moderna. Sin embargo la detección y aná lisis de las galaxias distantes por tanto poco brillantes, utilizando detectores muy se nsibles y telescopios de gran diámetro, requiere que la obscuridad del cielo sea la mayor posible. El progreso de los detectores astronómicos acentúa el problema. En efe cto, la placa fotográfica, utilizada en la observación astronómica a partir de 1870, reg istra un 3% de la luz que recibe mientras los tubos fotomultiplicadores, desarrollad os empleados desde el año 1940 aproximadamente, recogen el 20%, alcanzando este va lor más del 70% en los detectores CCD que operan en la actualidad.

Luminosidad del cielo nocturno

Sin embargo contra la obscuridad ideal para la obse rvación astronómica, conspira la luminosidad del cielo nocturno a la que contribuyen diversos a gentes naturales: las reacciones químicas que tienen lugar en la alta atmósfera terrestre, que emiten una luz variable; las partículas de polvo interplanetario y finalmente luz estelar y galáctica difusa. Estas perturbaciones sólo pueden ser soslay adas parcialmente realizando observaciones desde satélites espaciales.

Contaminación química y luminosa

Otras contribuciones al brillo del cielo por la noche están causadas por la conta minación química y luminosa, que apantalla y difunde la luz que viene del cosmos. Además

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producen otros efectos, al introducir característic as espectrales indeseadas que ocultan o bloquean información de interés contenida en luz de los espectros de los astros.

La mayor parte de los observatorios levantados ante s de la primera mitad del siglo XX, han sido cerrados o trasladados. Ya en los comienzo s de ese siglo, muchos astrónomos constataron que el resplandor originado por la ilum inación nocturna de las grandes ciudades era tan intenso que ocultaba no sólo los o bjetos celestes débiles, sino también las estrellas más brillantes, que ya no podían obse rvarse a simple vista. Estas circunstancias motivaron el desplazamiento de algun os observatorios a lugares alejados de los núcleos de población, preferentemente a zona s montañosas donde la atmósfera era clara, seca y estable. Sin embargo esta solució n resolvió el problema de forma transitoria ya que transcurridos algunos años volvi ó a plantearse de forma todavía más grave y acuciante debido a la expansión de las gran des ciudades y a la instalación de equipos de iluminación más potentes no sólo en los edificios comerciales, calles y carreteras de acceso. Así el Observatorio de Mt. Wi lson construido un lugar donde estaba previsto que no habría perturbaciones durant e muchos años, estaba ya seriamente afectado durante la segunda guerra mundi al. Las observaciones con el telescopio de 5m de Mt. Palomar, construido en 1948 y el mayor del mundo durante mucho tiempo, están seriamente afectado por la ilum inación de Los Angeles y sus alrededores y ha dejado de ser operativo.

El resplandor del cielo que aureola los centros urb anos está causado, básicamente, por la luz de los centros comerciales y de las lamparas de calles y plazas, que no está dirigida exclusivamente el suelo, como debiera ser, sino que ilumina fachadas y estructuras verticales perdiéndose hacia arriba. Po r ello cuando contemplamos áreas urbanas desde un avión recibimos predominantemente luz directa, ya que el suelo de las calzadas refleja tan sólo un 15% de la que reciben, excepto cuando están cubiertas de nieve o hay niebla.

Para todos aquellos que simplemente aprecian la bel leza del cielo nocturno y para los aficionados y profesionales de la observación astro nómica, constituye un motivo de preocupación el progresivo deterioro de la calidad del cielo nocturno. Para paliar este problema las autoridades locales en algunos países han elaborado normas que obligan a apantallar las lamparas utilizadas en la iluminació n urbana, rodeándolas con dispositivos que concentran la luz en el suelo, y e stableciendo la prohibición de iluminar las fachadas de los edificios con reflectores insta lados en el suelo, etc. También, restringiendo o impidiendo el desarrollo urbano e i ndustrial en las cercanías de los observatorios astronómicos y geofísicos.

La observación y estudio de astros poco brillantes, como las galaxias sólo puede hacerse en obscuridad total, en ausencia de ilumina ción por la Luna. Por tanto los satélites reflectantes, que aparecen en el cielo co mo pequeñas lunas artificiales, son indeseables. Proyectados en algunos casos fines com erciales, además de afectar a los trabajos de investigación astrofísica , incrementarían la contaminación del espacio exterior.

También la observación radioastronómica están siend o progresivamente afectada por la utilización salvaje del espectro de radiofrecuencia s, en general y las operaciones de ciertos satélites en particular.

3.5.Instrumentación espacial

• El satélite Einstein • El satélite IUE • El telescopio Espacial Hubble (HST)

Las observaciones astronómicas desde el espacio con stituyeron un hito histórico. Por vez primera se suprimía el filtro impuesto por la atmósfera terrestre y se accedía

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prácticamente toda la información enviada por los a stros cualquiera que fuera su rango espectral. Las primeras observaciones fueron llevad as a cabo con la ayuda de experiencias montadas a bordo de cohetes. Particula rmente interesantes fueron los resultados obtenidos en la observación del Sol y la detección en 1948, por vez primera, de rayos X provenientes del espacio. La observación de las estrellas fue posible al introducir sistemas que permitían orientación de la cabeza del cohete, pero en cualquier caso quedaba limitada a las estrellas más brillante s y durante tiempos de exposición extremadamente cortos.

El satélite Einstein

La utilización de los satélites artificiales elimin ó parte de estos inconvenientes y abrió una nueva etapa en la investigación del espacio ant erior. Las experiencias podían ser mas voluminosas y complejas, y la observación más p rolongada. Las primeras La utilización de los satélites artificiales eliminó p arte de estos inconvenientes y abrió una nueva etapa en la investigación del espacio anterio r. Las experiencias podían ser mas voluminosas y complejas, y la observación más prolo ngada. Las primeras exploraciones en el dominio de los rayos X identificaron dos impo rtantes fuentes de rayos X, Her X-1 y Cen X-3, cuyas contrapartidas ópticas fueron locali zadas más tarde con telescopios instalados en tierra. El lanzamiento posterior del satélite Einstein produjo el descubrimiento de fuentes de rayos X que eran mil v eces más débiles que las observadas precedentemente. El cúmulo de datos cons eguido y su importancia, abrió una nueva rama de la Astrofísica .

El satélite IUE

Estas primeras experiencias afianzaron la pretensió n de convertir el espacio en un autentico observatorio astronómico, favoreciendo el desarrollo de experiencias equipadas con telescopios similares a los instalado s en Tierra. Las ventajas eran evidentes: eliminar la absorción de la atmósfera terrestre y su contribución al fon do de cielo, extender el rango espectral, incrementar el periodo de observación, facilitar el acceso a campos celestes visibles desde los dos hemisferios, etc. Sin embargo mientras que las dimensiones y características de los telesc opios terrestres quedan limitadas por los avances tecnológicos, los instrumentos enviados al espacio están condicionadas por los lanzadores. Podríamos decir que el satélite IUE , lanzado en 1978, marca el comienzo de una nueva era. Su peso era de 712 kg y el telesc opio era de tan sólo 45 cm de diámetro, pero ha proporcionado una información más valiosa que la de otros telescopios de mayor tamaño.

El Telescopio Espacial Hubble

Figura 1-3-3. Telescopio Espacial Hubble

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Los resultados obtenidos con el IUE confirmaron las expectativas puestas en este tipo de experiencias. El desarrollo de lanzadores más po tentes apoyó de modo realista la realización de proyectos de grandes telescopios esp aciales. Así, la cooperación entre la Agencia Espacial Europea y la NASA dió como fruto e l Telescopio Espacial Hubble (TEH) ( Figura 1-3-3) que fue puesto en órbita en Abril d e 1990, a 600 km de altura, con ayuda de la lanzadera espacial Discovery.

El TEH es aproximadamente cilíndrico. Mide 13.1 m d e largo y su parte más ancha tiene 4.3 m. Su masa es de 11600 kg. Es un reflector del tipo Richtey-Chretien, con un espejo primario de 2.4 m y una focal l f/24. La energía ne cesaria para alimentar los instrumentos científicos y los dos ordenadores de a bordo es pro porcionada por dos paneles solares de 2.4 x 12.1 m. Esta energía es utilizada también para recargar seis baterías de níquel-hidrógeno que suministran la potencia eléctrica dur ante los aproximadamente 25 minutos que dura el paso del telescopio por la somb ra de la Tierra. La potencia nominal de salida es de 24000 vatios. El apuntamiento de un objeto celeste se realiza con la ayuda de seis giróscopos mejorándose la precisión m ediante sensores que apuntan a unas estrellas de guiado previamente seleccionadas.

Puede llevar a cabo observaciones en el visible, ul travioleta cercano e infrarrojo y su equipo de analizadores, extremadamente sofisticado, está constituido por:

• Cámara Planetaria de Gran Campo . Permite obtener imágenes de campos extensos del cielo con diferentes filtros fotométri cos.

• Espectrógrafo . Facilita el análisis físico-químico de los astros que son observados dentro de un rango que va desde los 1150 Å en el UV hasta el infrarrojo cercano (10000 Å).

• Cámara de infrarrojo cercano y espectrómetro multi- objeto . Proporciona imágenes fotométricas en el infrarrojo y permite ob servaciones espectroscópicas entre 8000 y 2500 A, más allá de la sensibilidad de l ojo humano en las longitudes de onda largas.

• Cámara para objetos débiles . Su gran eficacia y sensibilidad facilita la observación de galaxias muy distantes y poco luminosas.

El Telescopio Espacial Hubble (TEH) ha provocado un a revolución en la observación del universo. Ha confirmado la existencia de agujeros n egros supermasivos, detectado objetos de tamaño planetario alrededor de estrellas y profundizado en el tiempo y el espacio detectando galaxias lejanas nunca vistas an teriormente, que emitieron su luz cuando el universo era miles de millones de años má s joven que el actual. Es también destacable el descubrimiento, en los confines del u niverso observable, de bloques de materia que podrían ser los elementos que, una vez agrupados, dieron lugar a las galaxias que observamos actualmente.

Otro aspecto importante, de la investigación espaci al concierne a la exploración del sistema solar. El estudio de los planetas próximos se ha convertido en el dominio de trabajo de meteorólogos y geólogos. Las experiencia s actuales permiten sondear la atmósfera de los planetas e incluso, como hace el Mars Pathfinder, toman mue stras de la superficie de Marte. La información obtenida es tan abundante y detallada que requiere el concurso de especialistas como los meteorólogos y geólogos y geofísicos. Esta metodología y las técnicas de estudio son muy difer entes de las que utiliza la Astronomía , donde la observación es pasiva, ya que tiene que ver con objetos muy distantes y esta básicamente concernida con el estu dio de fenómenos, propiedades y materia que sean lo más representativos posibles de l universo a gran escala.

3.6. La Agencia Espacial Europea

La organización europea de investigación del espaci o nació en 1962 a instancias de Bélgica, Francia, Alemania, Italia, Holanda, Reino Unido, Dinamarca, España, Suecia y Suiza. Tuvo como primer nombre ESRO y luego ESA (Eu ropean Space Agency),

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denominación que conserva en la actualidad. En el a rtículo 2 del acuerdo los países firmantes establecieron como uno de sus objetivos p romover la investigación científica y tecnológica del espacio con fines exclusivamente pa cíficos. Está concernida con la observación de la Tierra, telecomunicaciones, tecno logía de lanzadores como la familia Ariane, sistemas de transporte espacial, investigac ión básica en astrofísica , etc.

ESA ha lanzado más de una decena de satélites cient íficos que han producido aportaciones de gran interés en el campo de la astr ofísica y también ha realizado misiones de gran importancia para el estudio medioa mbiental de la Tierra ya cuya observación desde el espacio proporciona una visión conjunta que puede aportar información de gran interés. Es el caso de la desfo restación, efecto invernadero, agujero del ozono, etc. Entre los satélites más conocidos p or el gran público destacan las sucesivas generaciones de METEOSAT, que proporciona las imágenes del tiempo utilizadas por las televisiones europeas.

( Fig 1-3-4)

ESA ha colaborado activamente, y sigue haciéndolo, con otras organizaciones espaciales. Particularmente con la agencia espacial norteamericana NASA, que ha llevado acabo un extenso número de misiones espacia les. Baste citar las correspondientes a Alta Energía, Rayos X y Rayos g ( 18 ), Ultravioleta-Visible ( 5 ), Infrarrojo y ondas milimétricas ( 4 ), Astrometría ( 1 ) sin citar las mas numerosas, que corresponden a las exploraciones de nuestro sistema solar. Actualmente tiene ya programadas más de 30 nuevas misiones ( Fig 1-3-4).

Cuestiones y problemas para autoevaluación

1. Discutir la ventajas que presenta la utilización de la emulsión fotográfica sobre la observación a simple vista

2. Criterios más importantes para elegir el sitio d e un observatorio astronómico.

3. Qué principales ventajas tiene un telescopio esp acial pequeño sobre un telescopio más grande situado en lo alto de una montaña.

4. Indicar las principales ventajas de la red de di fracción sobre el prisma.

5. Qué información proporciona la observación de un astro con un filtro.

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6. De que factores depende la resolución espectral.

7. Qué relación puede haber entre la turbulencia at mosférica y la anchura de la rendija del espectrógrafo, durante una observación astronóm ica.

8. Cómo es posible identificar las líneas del espec tro de un astro.

9. Cómo se define la eficiencia de un detector. Com parar las eficiencias del fotomultiplicador, detector CCD y el ojo.

10. Cuáles son las principales diferencias entre la s radioastronomía, la astronomía de rayos X , la astronomía infrarroja y la astronomía visible.

11. Indique algún proyecto muy conocido de la Agenc ia Espacial Europea.

12. España es contribuye con una financiación de mi les de millones de pesetas a la Agencia Espacial Europea. ¿ Tiene alguna ventaja pa ra nuestro país ?

13. Indicar las principales ventajas de la red de d ifracción sobre el prisma.

Problemas

1. Las placas fotográficas tomadas con un telescopi o Schmidt tienen un área de 360x360mm. El tamaño del pixel es de 5x5 m m. Determinar el número de pixels por milímetro cuadrado.

Soluciones

1. Discutir la ventajas que presenta la utilización de la emulsión fotográfica sobre la observación a simple vista.

Gran capacidad de almacenamiento, suministra un reg istro objetivo y permanente de la observación, acumula luz durante largos periodos de tiempo, y permite la observación de objetos más débiles que los perceptibles a simpl e vista.

3. Qué principales ventajas tiene un telescopio espacial pequeño sobre un telescopio más grande situado en lo alto de una montaña.

Permite observar radiación que no es absorbida por la atmósfera. Por ejemplo, ultravioleta lejano.

10. Cuáles son las principales diferencias entre las radioastronomía, la astronomía de rayos X , la astronomía infrarroja y la astronomía visible.

Estudiar la radiación emitida por los astros en dif erentes frecuencias y permite identificar las estructuras emisoras y los procesos físicos responsables.

11. Indique algún proyecto muy conocido de la Agencia Espacial Europea.

METEOSAT

1.-Las placas fotográficas tomadas con un telescopio Schmidt tienen un área de 360x360mm. El tamaño del pixel es de 5x5m m. Determinar el número de pixels por milímetro cuadrado Sol 40000

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Unidad didáctica 1: Observando las estrellas

1.1. Introducción

Las estrellas que vemos por la noche en el cielo au nque aparecen como brillantes puntos de luz son en realidad esferas masivas y lum inosas de gas. En nuestra Galaxia hay unos cien mil millones de ellas, el Sol, que de bido a su proximidad nos permite estudiar con detalle su superficie, es una estrella típica con valores intermedios de masa, radio y brillo comparada con la mayoría de las estrellas observad as. Una propiedad muy importante de las estrellas es que el las mismas generan la luz que emiten. En su interior, por procesos de fusión nucl ear, se origina energía que produce la luz que sale por su superficie. Pero sólo podemos o bservar la luz que emiten las capas más exteriores de las estrellas, llamadas atmósfera estelar, el interior estelar no es directamente observable debido a la gran opacidad del gas. Estas capas externas no producen energía, sino simplemente brillan debido a la energía producida en el interior que se transporta hacia la superficie. Así pues al estudiar la luz de las estrellas no observamos directamente los procesos de generación de energía, pero el estudio de la atmósfera se utiliza para explicar que ocurre en el interior. El gas que constituye la estrella se mantiene unido debido a la fuerza de gr avedad, que es la misma fuerza que nos mantiene sobre el suelo con los pies dirigidos hacia el centro de la Tierra, ya estemos en Europa o en Australia. Es también la gra vedad la que comprime grandes cantidades de polvo y gas interestelar que conviert e en esferas densas dando lugar al nacimiento de las estrellas, las cuales evolucionan a lo largo de su vida, como los seres vivos y finalmente mueren eyectando materia al medio interestelar a partir del cual se formarán nuevas estrellas. El estudio de las estrel las ha sido de una enorme ayuda en el desarrollo de las leyes físicas pero hay una difere ncia fundamental entre los astrónomos y los científicos de otros campos y es que la mayor ía de los astrónomos son observadores más que experimentalistas, pueden obse rvar la luz de los objetos muy distantes pero no experimentar con ellos directamen te.

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1.2. Distancias estelares

• Unidad astronómica (ua) • Parsec (pc) • Paralaje

Unidad astronómica (ua)

Los objetos celestes se encuentran a grandes distan cias, por ello, expresarlas en las unidades usuales sería muy incómodo, de ahí la nece sidad, en Astrofísica, de definir una escala propia de distancia. Para aquellas que son d el orden del tamaño del sistema solar se utiliza la unidad astronómica (u a). Para valore s mayores, el parsec (pc) y los múltiplos del mismo: kpc(10 3 pc) y Mpc (10 6 pc). Además es usual emplear el año luz en los trabajos de divulgación.

La Tierra describe en su movimiento alrededor del S ol una elipse; la distancia Tierra-Sol no es, pues, constante sino que varía desde 147.1 m illones de kilómetros en enero hasta 152 millones de kilómetros en julio. Se define la u nidad astronómica (u a) como la distancia media Tierra-Sol y vale:

1 ua = 149 597 900 km = 149,6 millones de km ≅≅≅≅ 150 x 106 km

Parsec (pc)

La definición del parsec será, pues, la distancia d esde la que el radio de la órbita de la Tierra, 1 ua = 150 x 106 km, se ve bajo un ángulo d e 1".

Año luz

El año luz es la distancia recorrida por la luz en un año; esta unidad no es utilizada por los astrofísicos, pero indica un orden de magnitud de las distancias que es fácilmente accesible al gran público. La luz viaja con una vel ocidad de 300 000 kilómetros por segundo luego en un año ha recorrido una distancia de 9.5 billones de kilómetros y tarda 3.26 años en recorrer un parsec, así 1 parsec = 3.2 6 años luz.

Las estrellas cercanas a la Tierra parece que se mu even respecto al fondo constituido por estrellas muy lejanas, para hacer máximo este e fecto se observa desde dos lugares que estén lo mas separados posible. En el periodo d e seis meses la Tierra se mueve desde un punto al opuesto en su órbita alrededor de l Sol, si hacemos la observación de la posición de una estrella en el cielo respecto a las estrellas lejanas con un intervalo de seis meses, el ángulo que la estrella se ha movido es el doble del ángulo llamado la paralaje (Figura 2-1-2). Esta es el ángulo sustentado por l a distancia media Tierra-Sol, es decir, por la unidad astronómica. Para calcular la distancia a partir de la paralaje se utiliza simple trigonometría, como el ángulo medido es muy pequeño se aproxima por su tangente y la distancia es la inversa de la paralaj e.

d = 1 ua /tg p = 1/p ua

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Paralaje

Figura 2-1-2: Paralaje

midiendo el ángulo en radianes, 1 radian = 2.063 x 105 ", se puede expresar p en segundos de arco (", un círculo tiene 360 grados de arco, 1 grado se divide en 60 minutos de arco y cada minuto en 60 segundos de arc o, luego 1 grado tiene 3600 segundos de arco)

d = 2.063 x 10 5 /p" ua

Conforme observamos estrellas más lejanas el ángulo medido, su paralaje, es cada vez más pequeño. Cuando la distancia es tal que 1 ua sustenta un ángulo de sólo 1 segundo de arco se dice que la distancia es un parsec. Una estrella que está a 1 parsec tiene una paralaje de 1 segundo de arco :

1 parsec = 2.063 x 10 5 ua = 3.086 x 1013 km = 30.86 billones de kilómetro s

así se obtiene la distancia en parsec como la inver sa de la paralaje en segundos de arco

d = 1/p" pc

1.3. Magnitudes estelares

• Escala de Pogson • Escala de magnitudes visuales • UVB • Índice de color

Escala de Pogson

El hecho más evidente que podemos observar a simple vista es que las estrellas tienen diferente brillo . Hace ya más de dos mil años, el astrónomo griego Hiparco estimó a simple vista el brillo de las estrellas, y de acuer do con esto las agrupo en seis clases de magnitudes. En la primera las más brillantes, en la segunda las algo más débiles y así sucesivamente hasta la sexta magnitud que eran las más débiles justamente observables a simple vista. El número de estrellas clasificadas con este criterio creció

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en el curso de los años, hasta que el desarrollo de la fotometría llevó a la consideración de los astrónomos la necesidad de establecer una es cala objetiva de magnitudes. En este sentido, Pogson, en 1856, propuso una relación mediante la cual una diferencia de cinco magnitudes correspondía a una variación , en un factor de 100, en el brillo. Esta sugerencia fue aceptada, conformando la escala de m agnitudes aparentes utilizada hoy día, en la que una estrella de primera magnitud es cien veces más brillante que una de sexta.

¿Cual será el factor que nos indica una diferencia de una magnitud?.

Como el aumento de 1 en la escala de magnitudes cor responde a una disminución del brillo en un cierto factor, necesitamos un número q ue cuando se multiplica por si mismo

5 veces sea cien, este número es justamente que vale 2.5. Así una estrella de segunda magnitud es 2,5 veces más débil que una de primera magnitud. Usando el factor 2,5 para cada diferencia de 1 magnitud y el factor 100 para cada diferencia de 5 magnitudes, se puede encontrar de forma simple la r elación de los brillos de cualquier estrella. Esta escala de magnitudes definida, llama da escala de Pogson, da la diferencia de magnitudes de dos estrellas en función del brill o, que en Física es la energía radiante recibida en la Tierra. Es una escala logarítmica, y a que la respuesta del ojo humano es logarítmica, y en ella las estrellas más débiles qu e pueden verse a simple vista siguen siendo de sexta magnitud, se expresa de la forma si guiente.

m1 - m2 = - 2.5 log b1 / b2

siendo b 1 y b 2 los brillos correspondientes a las estrellas de ma gnitud m 1 y m 2 respectivamente.

Esta escala es, por tanto, logarítmica, relativa mi de la diferencia de magnitud entre dos estrellas o su relación de brillos y nos dice cuant o más brillante es una estrella respecto de otra y habrá que fijar el punto cero de la escal a o estrellas de referencia para hacer las medidas. Finalmente, la escala es inversa por lleva r el signo menos lo que implica que cuanto mayor es la magnitud más débil es la estrell a ( las estrellas de primera magnitud son más brillantes que las de segunda magnitud ). Escala de magnitudes visuales

La escala de magnitudes visuales (m v) está actualmente definida por un número de estrellas estándares medidas por Johnson & Morgan e n 1953. En la práctica la escala de magnitudes se define suponiendo magnitud 0 para la estrella αααα Lyrae, también llamada Vega, luego para cualquier estrella sabiendo que pa ra Vega m v = 0.

mv - 0 = - 2.5 log b /b (Vega) = - 2.5 [ log b - log b(Vega) ]

En resumen comparamos los brillos de todas las estr ellas con Vega, si la estrella es más débil que Vega su mv > 0, pero si es más brillante que Vega su m v < 0.

Muchas de las estrellas consideradas por los griego s como de primera magnitud siguen siéndolo en la nueva escala. Pero otras resultaron mucho más brillantes, esto es, con magnitudes inferiores a uno, lo que obligó a inclui r números negativos en la escala de magnitudes. Así ocurrió con Sirio, la estrella más brillante de nuestro cielo cuya magnitud es -1.6 y el Sol que tiene -26.8. La escal a ha sido también ampliada para incluir las estrellas más débiles que pueden observarse con los grandes telescopios , que llegan hasta la magnitud 29. UVB La medida de las magnitudes visuales ya no se hacen a simple vista sino que en principio se utilizaron placas fotográficas y actua lmente detectores fotoeléctricos. Las

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placas fotográficas eran sensibles principalmente a la luz azul (el ojo humano es sensible en el amarillo o visible) con las medidas fotográficas comparábamos el brillo de las estrellas en la banda azul. Una estrella que en el visual tiene el mismo brillo que Vega, tiene m v = 0, pero puede ser realmente más brillante que Ve ga en el azul, si es una estrella azul, luego su magnitud aparente en el azul m B < 0. En general cualquier estrella tendrá diferentes magnitudes para las distintas ban das de longitudes de onda. La diferencia en magnitud de una estrella para las dif erentes bandas nos da información sobre el color de la estrella. Para m B > mv la estrella es más débil en el azul, luego parecerá más roja que Vega. Por definición Vega tie ne todas las magnitudes aparentes iguales a cero, m v = mB = 0.

Para medir con precisión los colores de las estrell as se usa una técnica llamada fotometría fotoeléctrica. Este proceso utiliza un d etector CCD en el foco del telescopio y un juego estándar de filtros de colores. El sistema más utilizado es el de tres colores , con tres filtros UBV (Figura 5.2), transparentes en tres bandas anchas:

• U, magnitud ultravioleta, centrado en 3650 Å con una banda de paso efectiva de 680 Å

• B, magnitud azul, centrado en 4400 Å con una banda efectiva de 980 Å • V, magnitud visual, centrado en 550 0 Å con una banda efectiva de 890 Å

La magnitud visual,V, es la misma que la medida a s imple vista m v.

La medida en Tierra de la intensidad de la luz emit ida por una estrella a través de estos filtros da lugar a tres magnitudes aparentes design adas por U, B, V. EL astrónomo compara, entonces, la intensidad en las bandas de p aso restando una magnitud de otra y se obtiene (B-V) y (U-B) que son los llamados índic es de color de la estrella y su definición es: diferencia de dos magnitudes para un mismo objeto. Índice de color

El índice de color indica cuanto emite una estrella en una longitud de onda respecto a otra. Por ejemplo, el índice (B-V) indica si la est rella es más brillante (emite más) en el azul o en el visible. Un índice de color B - V > 0 significa que la estrella es más roja que Vega.

U - B > 0 significa más energía a más largas longit udes de onda, más en el azul que en el ultravioleta, y al contrario U -B < 0 significa que emite más energía (luz) en el ultravioleta que Vega. 1.4. Magnitudes absolutas

• Magnitudes absolutas • Luminosidad • Módulo de la distancia

Las magnitudes estelares, definidas como la medida del brillo de las estrellas, de las que hemos hablado hasta ahora son magnitudes aparentes, es decir, como nos parece que brillan las estrellas que depende de la distancia a que se encuentran ya que una estrella puede brillar menos porque está muy lejos o porque es débil intrínsecamente, esto es, emite poca luz. Para solucionar este problema elegi mos una distancia estándar y se considera el brillo que tendrían las estrellas a es a distancia. Las magnitudes medidas a la distancia estándar de 10 parsec se denominan magnitudes absolutas, que se expresa con la letra mayúscula M y la magnitud aparente con la m minúscula (excepto las medidas fotoeléctricamente que se representan por U , B, V).

Si ocurre que una estrella está a una distancia de 10 parsecs, su magnitud aparente y absoluta serán las mismas. Si está a una distancia mayor y la trasladamos a 10 parsecs

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para obtener su magnitud absoluta aparecerá más brillante que en su posición real. Como es más brillante su magnitud absoluta será un número más pequeño que el de su magnitud aparente. Por el contrario sí la estrella está más próxima de 10 parsecs, y la movemos a la distancia estándar será más débil y su magnitud absoluta será un número mayor que el correspondiente a la aparente.

Luminosidad.

Si una estrella emite la misma cantidad de luz en t odas las direcciones, se dice que radia isotrópicamente, a una distancia d su radiación se habrá distribuido en una superficie esférica de área 4ππππd2. Si la luz o radiación medida a través de esta supe rficie la hemos llamado brillo b, los astrónomos definen la Luminosidad de la estrella como la energía total emitida por unidad de tiempo o potencia radia da y será

L = 4π π π π d2 b

Fuera de la fuente emisora la radiación ni se crea ni se destruye, la luminosidad, por tanto, no depende de la distancia pero el brillo di sminuye proporcionalmente al cuadrado de la inversa de la distancia, b = L / 4 ππππd2 . Si hacemos medidas de la intensidad de la luz recibida de las estrellas en función de la distanci a a que se encuentran se obtiene que varía de forma inversa con el cuadrado de la distan cia, esto es, si llevamos a una estrella nueve veces más lejos, se hace 81 veces más débil ( naturalmente no se mueven físicamente las estrellas sino se considera como ap arecerían a diferentes distancias). Se ha supuesto que la materia interestelar no absorbe la luz de las estrellas, hecho que no es cierto como se verá más adelante.

Módulo de la distancia

Ahora vamos a deducir una relación entre la magnitu d aparente, m, la magnitud absoluta, M y la distancia d. Sea b(d) el brillo de la estrella a la distancia d y b(10) a la distancia de 10 pc, que nos da por definición la ma gnitud absoluta. La relación entre estas dos cantidades será inversamente proporcional al cuadrado de sus distancias, esto es,

b(d)/b(10) = (10 pc/d) 2

Si calculamos la diferencia entre la magnitud absol uta y la aparente, aplicando la escala de Pogson,

M-m = 2.5 log b(10 pc)/b(d) = - 2.5 log (d/10 pc) 2

M-m = - 5 log (d/10) = - 5 log d +5

M = m + 5 - log d(pc)

esta relación es válida sólo si la distancia se mid e en parsec. Se llama módulo de distancia a (m - M) ya que depende únicamente de la distanci a

m - M = 5 log d - 5

Las magnitudes absolutas tienen un rango de aproxim adamente -10 para las estrellas más brillantes a 15 para las más débiles. El Sol ti ene una magnitud absoluta de 4.8 que está aproximadamente en el medio del rango, indican do que el Sol es una estrella intermedia.

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1.5. Magnitudes bolométricas

• Magnitudes bolométricas • Corrección bolométrica • Magnitudes bolométricas y Luminosidad

Magnitudes bolométricas

En el caso ideal que fuésemos capaces de medir la r adiación emitida por las estrellas en todas las longitudes de onda, obtendríamos la llama da magnitud bolométrica, m bol . En la práctica esto es muy difícil, ya que parte de la lu z de las estrellas se absorbe por la atmósfera terrestre y también diferentes longitudes de onda requieren diferentes detectores.

Corrección bolométrica

La diferencia entre magnitudes visuales, m v, y magnitudes bolométricas, m bol , se llama la corrección bolométrica, c.b., que si se conoce perm ite obtener la magnitud bolométrica a partir de la visual

mbol = mv - c.b. Mbol = MV - c.b.

Por definición, la corrección bolométrica es cero p ara estrellas similares al Sol (más precisamente para estrellas de tipo espectral F5). Cuanto más diferente sea la luz emitida por una estrella de la que emite el Sol mayor será la corrección bolométrica, así la c.b. será grande y positiva para estrellas mucho más frí as y mucho más calientes que el Sol. A veces algunos autores definen la corrección bolom étrica como m bol = mv + c.b., en cuyo caso siempre la c.b . ≤≤≤≤ 0 . Independientemente de la definición que se hag a lo que hay que tener en cuenta, para no cometer errores, e s que siempre se tiene que verificar que la magnitud bolométrica sea menor o igual que l a visual, m bol ≤≤≤≤ mv . Ya que por ser la escala de magnitudes inversa a mayor radiación m edida le corresponde una magnitud más pequeña y la magnitud bolométrica mide en todo el intervalo de longitudes de onda mientras que la visual sólo mide la luz en el rango visible que es más pequeño y en consecuencia su magnitud deberá ser un número mayor .

Magnitudes bolométricas y Luminosidad

Las magnitudes bolométricas absolutas se pueden exp resar en función de la luminosidad . Sea b el brillo de una estrella a la distancia de 10 pc y b

el

correspondiente al Sol a esa distancia. Como la lum inosidad es L = 4 ππππ d2 b, se puede escribir:

Mbol - Mbol, = - 2.5 log b /b

= - 2.5 log (L/4 ππππ10)/(L

/4ππππ10)

Mbol - Mbol, = - 2.5 log L /L

Conociendo la luminosidad y la magnitud bolométrica absoluta del Sol, M bol, = 4.75,

podemos obtener las luminosidades de otras estrella s.

70

1.6. Extinción atmosférica

Figura 2-1-3: Extinción atmosférica

La atmósfera terrestre afecta a las observaciones astronómicas, algunas regiones del espectro electromagnético son intensamente absorbid as por ella. El intervalo transparente más importante es la ventana óptica o visible, de 300 a 800 nm. Este intervalo coincide con la región de sensibilidad de l ojo humano ( 400 - 700 nm). Por debajo de 300 nm el ozono atmosférico absorbe todas las radiaciones impidiendo que alcancen la superficie de la Tierra. Esta capa de o zono de unos 20 a 30 km de espesor nos protege de la dañina radiación ultravioleta. A longitudes de onda mayores que la luz visible, la región infrarroja, la atmósfera es casi transparente hasta 1.3 µ µ µ µm . Aunque hay algunas absorciones causadas por moléculas de agua y oxigeno, pero la atmósfera se hace opaca para longitudes de onda mayores que 1.3 µ µ µ µm . Entre 20 µµµµm y 1mm la radiación se absorbe totalmente y a longitudes de o nda mayores de 1 mm tenemos la ventana radio que se extiende hasta los 20 m. A lon gitudes de onda todavía mayores la ionosfera absorbe toda la radiación (Figura 2-1-3)

Coeficiente de extinción

La magnitud observada, m, depende de la situación d el observador y de la distancia cenital del objeto, ya que estos factores determina n la distancia que recorre en la atmósfera terrestre la luz que llega de las estrell as. Para comparar las diferentes observaciones se deben corregir los efectos atmosfé ricos, la magnitud así obtenida, m 0 , puede compararse con otras observaciones.

Si la distancia cenital z no es muy grande, podemos aproximar la atmósfera por una capa plana de espesor constante, H, (Figura 2-1-3) y si este espesor se utiliza como unidad (H = 1), la luz atraviesa la siguiente distancia en la atmósfera

x = 1/cos z = sec z

La cantidad x es la masa de aire. Como la magnitud aumenta linealmente con la masa de aire atravesada

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Figura 2-1-3: Coeficiente de extinción

m = m0 + k x

donde k es el coeficiente de extinción que se puede determinar observando la misma estrella varias veces durante una noche. Las magnit udes observadas se representan en un diagrama en función de la masa de aire x. Obtene mos una línea recta cuya pendiente da el coeficiente de extinción k y la ordenada en e l origen (extrapolando la recta a x = 0) es la magnitud m 0, que es la magnitud aparente fuera de la atmósfera terrestre o corregida de extinción atmosférica.

El medio interestelar produce también otro efecto en la luz de las estre llas que es el enrojecimiento de su luz, ya que la luz azul es abs orbida y difundida más que la luz roja. En consecuencia el índice de color B - V aumenta en el factor llamado exceso de color y la magnitud visual también se altera en la llamada extinción visual. Esta extinción interestelar o exceso de color la estudiaremos con más detalle en el capitulo del medio interestelar.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

1. ¿Cuál es la relación de brillos entre una estrel la de magnitud aparente 3 y una de magnitud aparente 4?

2. Dadas dos estrellas A y B cuyas magnitudes son m A = 5 MA = 4; mB = 10 MB = 11. ¿Cuál está más próxima a la Tierra ?

3. Dos estrellas tienen la misma magnitud absoluta. Una está diez veces más lejos que la otra. ¿Cuál es la diferencia en magnitudes aparente s?

4. ¿ Qué es el índice de color de una estrella ?. D emostrar que es independiente de la distancia a la Tierra.

5. ¿ Qué es la magnitud bolométrica ? ¿Cual es su d iferencia con la magnitud visual ?

6. ¿Qué es la paralaje trigonométrica? ¿Para qué se utiliza? ¿Qué es un pársec?

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Problemas

1. La magnitud aparente del Sol es m

= -26.81. Calcular su magnitud absoluta y su modulo de distancia.

2. La estrella A tiene una magnitud aparente de +12 , la estrella B es 10 4 veces más brillante que la A. ¿Cual es la magnitud de la estr ella B? La estrella C es 10 4 veces más débil que la estrella A. ¿Cual es la magnitud de la estrella C?

Soluciones

1. ¿Cuál es la relación de brillos entre una estrel la de magnitud aparente 3 y una de magnitud aparente 4?

2 ½

3. Dos estrellas tienen la misma magnitud absoluta. Una está diez veces más lejos que la otra. ¿Cuál es la diferencia en magnitudes apare ntes?

5

2. La estrella A tiene una magnitud aparente de +12 , la estrella B es 10 4 veces más brillante que la A. ¿Cual es la magnitud de la estr ella B? La estrella C es 10 4 veces más débil que la estrella A. ¿Cual es la magnitud de la estrella C?

MODULO II Unidad didáctica 2: Espectros estelares

2.1. Radiación electromagnética y espectros

Naturaleza de la luz

• Unidades: Angstrom • Líneas espectrales • El fotón • Líneas de emisión • Líneas de absorción

Figura 2-2-1: Espectrógrafo

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Cuando la luz pasa a través de un prisma se descomp one en bandas de colores como el arco iris. Así la "luz blanca" se compone de todos los colores del arco iris y en un cierto orden que siempre es el mismo, rojo, anaranjado, am arillo, verde, azul, índigo y violeta (Figura 2-2-1). Podemos entender porque la luz cont iene los diferentes colores si pensamos que la luz son ondas electromagnéticas que viajan a la velocidad de 300 000 km/s, este valor se conoce como la velocidad de la luz. La distancia entre dos crestas sucesivas de la onda se denomina la longitud de ond a. Luz de diferentes longitudes de onda aparece como de diferentes colores. La luz roj a tiene una vez y media la longitud de onda de la luz azul y la luz amarilla tiene una longitud de onda intermedia entre las dos.

Unidades: el Ángstrom

Las longitudes de onda de la luz son muy cortas, un as pocas centésimas o milésimas de un centímetro, por ello los astrónomos usan una uni dad de longitud de onda llamada Angstrom, 1 Å es 10 -8 cm o bien en nanometros (1nm = 10 -9m) 1 Å es 10 -1 nm. Por ejemplo: la longitud de onda de la luz violeta es a proximadamente 4000 Å , y la de la amarilla 6000 Å . El ojo no es sensible a radiacion es de longitud de onda más corta que 4000 Å ni más larga que 6500 Å pero hay instrumento s que pueden medir la luz a más cortas y mas largas longitudes de onda. La radiació n más corta que el violeta es la ultravioleta y rayos X, a longitudes mayores que el rojo está el infrarrojo, y las radio ondas. Desde un punto de vista científico no hay di ferencias cualitativas reales entre las radiaciones de diferentes longitudes de onda, se de nominan ondas electromagnéticas y las ondas de luz están comprendidas en un rango lim itado. Cuando una onda electromagnética tiene una longitud de 1Å , se llam a rayos X. Cuando tiene 5 000 Å la llamamos luz y cuando tiene una longitud de onda de 1 cm se denomina radio onda. Naturalmente hay diferencia en el método de detecta r estas radiaciones pero el principio que gobierna su existencia es el mismo.

Líneas espectrales

El primero que mostró que la luz del Sol contenía l os colores del arco iris fué Newton en 1666, más tarde Fraunhofer en 1811 estudió la luz E l primero que mostró que la luz del Sol contenía los colores del arco iris fué Newton e n 1666, más tarde Fraunhofer en 1811 estudió la luz del Sol haciéndola atravesar un pris ma y vió que se descomponía en colores pero que en ciertos colores había huecos qu e parecian líneas oscuras. Estos huecos se llaman líneas espectrales y el fondo de c olores sobre el que se superponen los huecos se denomina el espectro continuo . Las líneas oscuras del espectro del Sol, y del espectro de la mayoría de las estrellas, repres entan una disminución de la radiación electromagnética a unas longitudes de onda particul ares y se denominaba líneas de absorción . También es posible que a ciertas longitudes de on da a veces haya más radiación que en las longitudes de onda próximas, a pareciendo como huecos brillantes, reciben entonces el nombre de líneas de emisión. El químico alemán Gustav Kirchhoff descubrió en 1859 que las líneas espectrales pueden explicarse como la absorción o emisión de energía, a una determinada longitud de o nda, producida por los átomos de un elemento químico que se encuentra en estado gase oso. Un átomo está constituido por un núcleo rodeado de partículas orbitantes, lla madas electrones. Las partículas del núcleo son los protones que tienen una unidad de ca rga eléctrica positiva, y los neutrones que no tienen carga eléctrica. Los electr ones tienen una unidad de carga eléctrica negativa y son 1800 veces menos masivos q ue los protones o los neutrones. Según la mecánica cuántica un átomo sólo puede tene r ciertos valores discretos de energía, es decir, no son posibles todos los valore s de la energía, se dice que los estados de energía de un átomo están cuantificados.

Naturaleza de la luz: el fotón

Cuando un átomo pasa de un estado de energía superi or a uno inferior, la diferencia de energía entre los dos estados es emitida en forma d e radiación, llamada también fotones. Un fotón se considera como una partícula de radiaci ón electromagnética y de aquí la

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doble dualidad de la luz (y toda la radiación elect romagnética) que tiene propiedades de ondas en algunas circunstancias y propiedades de pa rtículas bajo otras circunstancias. Los fotones naturalmente viajan a la velocidad de l a luz. Una relación entre la dualidad onda corpúsculo de la luz se ve claramente en la re lación entre la energía del fotón (partícula),E, y su longitud de onda (onda), λλλλ,

E = h c/λλλλ = h νννν donde h es la constante de Planck (6.6256 x 10 -34 J), c la velocidad de la luz (300 000 km. s -1) y νννν es la frecuencia de la radiación que es inversament e proporcional a la longitud de onda, ν ν ν ν ==== c/λλλλ.... Un fotón muy energético, por ejemplo un fotón de rayos X, tiene una longitud de onda muy pe queña, 1 Å, un fotón de luz visible tiene menos energía pero una longitud de onda mayor , 5000 Å .

Líneas de emisión

Cuando se calienta un gas sus átomos se encuentran en estados de energía superiores al estado más bajo de energía posible (llamado esta do fundamental), se dice que los átomos están excitados. Pero los átomos sólo pueden permanecer en estados excitados un cierto tiempo, llamado vida media, al cabo del c ual espontáneamente se desexcitan pasando al fundamental y emitiendo fotones. Estos f otones representan energía a ciertas longitudes de onda que corresponde en el espectro a longitudes de onda brillantes, es decir, líneas de emisión.

Líneas de absorción

Cuando la radiación continua (energía emitida a tod as las longitudes de onda o frecuencias) de un cuerpo a una temperatura alta, p asa a través de un gas frío, los átomos constituyentes del gas atrapan energía de la radiación continua y se excitan a estados superiores de energía. En el espectro obser vamos menos energía, la robada por los átomos, a ciertas longitudes de onda, son las l íneas de absorción que en el visible aparecen como líneas oscuras. Las líneas de absorci ón no pueden formarse sin que exista una fuente que emita un continuo ( radiación continua), por el contrario las de emisión sí.

Cuando suministramos energía a un átomo y se excita , uno o más de sus electrones orbitales pasa a un nivel superior de energía, pued e ocurrir que la energía suministrada se tal que permita al electrón escaparse del átomo. Cuando ocurre esto decimos que el átomo se ioniza y el remanente que queda, un átomo con menos electrones, recibe el nombre de ión. Si sólo pierde un electrón se dice u n átomo una vez ionizado, si pierde dos electrones es un átomo dos veces ionizado y así sucesivamente.

Resumiendo lo anterior podemos decir que: sí un vap or de un elemento cualquiera se calienta, produce un conjunto característico de lín eas de emisión, que ese elemento y sólo él posee esas líneas espectrales específicas. Por otro lado, si un espectro continuo radiado por una fuente de energía a alta temperatur a pasa a través de un vapor frío de cualquier elemento, aparece un conjunto de líneas d e absorción superpuestas al espectro continuo y estas líneas de absorción tiene n las mismas longitudes de onda características de las líneas de emisión de ese ele mento químico. Así el vapor de un elemento a través del que ha pasado la luz ha subst raído energía del espectro continuo a las longitudes de onda que son propias del elemento . Sí un espectro continuo pasa a través de un vapor de un elemento y después a travé s de otro vapor de un elemento diferente, o a través de una mezcla de los dos gase s, el espectro de absorción que resulta muestra las líneas de absorción característ icas de ambos elementos.

El espectro de la mayoría de las estrellas muestra un continuo y superpuestas líneas de absorción que corresponden a los mismos elementos q ue se observan en el laboratorio, luego estos son los constituyentes de las capas ext eriores de las estrella, que absorben

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la radiación continua generada en el interior de la estrella, y producen la formación de las líneas de absorción . El espectro de absorción de una estrella sirve pues a identificar los elementos químicos constituyentes de su atmósfera , ya que cada elemento produce sus propias líneas de absorción. Si un elemento quí mico está presente en gran cantidad sus líneas espectrales características serán muy in tensas, pero la observación del espectro sólo nos indica los elementos presentes pe ro no sus abundancias relativas, ya que la intensidad de las líneas depende no sólo de la abundancia sino también de la temperatura a la que se encuentra el elemento que p roduce la absorción, la observación de los espectros estelares puede suministrar inform ación sobre la temperatura y otras condiciones físicas de las atmósferas estelares.

2.2. El cuerpo negro

• Ley de Stefan-Boltzmann • Función de Planck • Ley de desplazamiento de Wien

Observando a simple vista las estrellas se puede no tar que tienen diferentes colores. El color del Sol es amarillo mientras que Sirio, que e s la estrella más brillante de nuestro Hemisferio, es blanca. La mayoría de las estrellas tienen un color más rojizo que el Sol. Esta diferencia de color puede informara sobre la n aturaleza de las estrellas y se explica, como vamos a ver, por la diferencia de temperaturas superficiales. Podemos comparar los colores de las estrellas con los de una fuente ideal de luz, cuyas propiedades dependan sólo de un parámetro, tal fuente es el cuerpo negro cuya radiación depende sólo de la temperatura.

¿Qué es un cuerpo negro? Podemos llamar a un objeto negro si parece negro a la luz del día, esto significa que el objeto no envía ningún r ayo de luz a nuestros ojos. La luz que recibimos de los objetos, que no parecen negros a l a luz del día, no es luz que los objetos emiten sino sólo luz solar reflejada por el los. La razón de la diferencia en color es que algunos objetos absorben parte de la luz sol ar y sólo la parte no absorbida puede reflejarse. Si se absorbe principalmente el azul, e ntonces los objetos parecerán más rojos que el Sol, si se absorben las longitudes de onda rojas el objeto parecerá más azul. Si todas las longitudes de onda se absorben, no que da luz para reflejarse, y el objeto parecerá negro. Definimos un cuerpo negro como un o bjeto que absorbe toda la luz que le llega. Esto no significa que un cuerpo negro sie mpre parezca negro, un cuerpo negro puede generar radiación por si mismo, y ser bastant e brillante aún cuando absorba toda la luz que le llega. Por ejemplo, la placa caliente de una cocina eléctrica, si está apagada parece negra porque absorbe toda la luz que le lleg a, pero cuando se enciende y se calienta produce su propia luz y brilla aunque se a paguen todas las luces exteriores. La placa caliente es todavía un cuerpo negro porque ab sorbe casi todas la luz que le llega pero ya no parece negra, cuando ponemos la placa en el mínimo la vemos de color rojo conforme aumentamos la temperatura se hace más bril lante y amarilla, en el máximo la placa se hace más brillante y más azul. Con este ej emplo vemos que el color de un cuerpo negro nos informa de la temperatura que tien e.

Ley de Stefan-Boltzmann

En Física llamamos un cuerpo negro a aquel que se e ncuentra en equilibrio termodinámico, tiene temperatura constante y la rad iación que emite es siempre la misma sino cambia la temperatura, es decir, la radi ación emitida depende de la temperatura. Para altas temperaturas, más radiación se emite y parece más azul. Si medimos la radiación de un cuerpo negro encontramos que la energía radiativa total E emitida por m 2 y por segundo, en todas las direcciones por un cue rpo negro de temperatura T, aumenta con la cuarta potencia de la temperatura que es la ley de Stefan-Boltzmann, σσσσ T4 . La cantidad de energía que emite un cuerpo negro p or m 2 cada segundo en todas las direcciones y a todas las long itudes de onda se denomina el flujo, ππππF

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E = σσσσ T4 = ππππF

donde σσσσ es la constante de Stefan-Boltzmann σσσσ = 2p 5 k4 / 15c2 h3 = 5.67 x 10-5 erg cm -2 s-1 K-4 = 5.67 x 10-8 W m-2 K-4 y F es el flujo en W m -2 .

La ley de Stefan-Boltzmann también se expresa como ππππB(T) = σσσσ T4 donde B(T) es la función de Planck integrada para todas las frecuenc ias o longitudes de onda.

Función de Planck

Podemos medir la cantidad de radiación por interval o de longitud de onda por unidad de superficie y dentro de un ángulo sólido unidad emit ida por un cuerpo negro, entonces esta energía se conoce como la función de Planck y nos da la distribución de energía de un cuerpo negro o distribución de Planck y sólo dep ende de la temperatura y de la long. de onda.

Bλλλλ = 2hc2 / λλλλ 5 [1/ (ehc/λλλλkT - 1)]

Bν ν ν ν = 2hνννν3/c2 [1/(ehνννν/kT - 1)

donde c = velocidad de la luz (3 x 10 8 m s -1), k = constante de Boltzmann (1.38 x 10 -23 J K -

1), y h = constante de Planck (6.63 x 10 -34 J s).

Si dibujamos B λλλλ;;;; (T) frente a λλλλ obtenemos una curva que alcanza un máximo y cae a cero para muy grandes y muy pequeñas longitudes de onda, lo mismo ocurre para B νννν;;;; (T). La altura de la curva y la longitud de onda del máximo son funciones de la temperatura, este máximo se obtiene haciendo la derivada de la funció n de Planck igual a cero. La longitud de onda, λλλλ max , para la que la función B λλλλ;;;; es máxima es la siguiente:

λλλλ max T = 0.29 cm K = 2.9 x 10-3 m K

Ley de desplazamiento de Wien

Figura 2-2-2: Distribución de energía de un cuerpo negro para distintas temperaturas. El máximo de la distribución se desplaza al variar la temperatura: Ley de Wien.

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Al variar la temperatura el valor de l max se despl aza, a mayor temperatura en longitudes de onda menores se presenta el máximo, esta ley se conoce como ley de desplazamiento de Wien (Figura 2-2-2).

2.3. Temperaturas estelares

• Temperatura efectiva • Obtención de radios • Temperatura de Wien

Se puede suponer que las estrellas se comportan com o cuerpos negros, esta hipótesis implica que la temperatura y la cantidad luz (flujo : energía por m 2 y segundo) que emite son constantes. Si las estrellas radian como cuerpo s negros se podría deducir su temperatura.

Temperatura efectiva

Sabiendo que la cantidad total de energía emitida p or un cuerpo negro sólo depende de la temperatura, se puede comparar la cantidad de en ergía emitida por las estrellas por m 2

y por segundo con la del cuerpo negro. La cantidad de energía emitida por las estrellas por m 2 y por segundo es el llamado flujo superficial ππππFsurf . Para determinar este flujo medimos la cantidad de energía que llega a la tierr a, corregida de la atmósfera terrestre, por m 2 y por segundo que hemos llamado brillo , b. La luminosidad de la estrella, la energía emitida por segundo será

L = 4ππππ d2 b

donde d es la distancia a la que se encuentra la es trella. Por otro lado, la luminosidad en función del flujo superficial emitido por la estrel la será el área de la estrella 4ππππ R2, multiplicada por el flujo emitido por su superficie ππππ Fsurf (energía por m 2 y por segundo) .

L = 4ππππ R2 ππππ Fsurf

igualando las dos expresiones de la luminosidad de una estrella, se obtiene una relación entre el brillo medido en la Tierra y la cantidad d e luz emitida por la superficie de la estrella.

π Fsurf = b (d/R)2 = b 1/θ 2

donde θ = R/d es semidiametro angular de la estrella que d ebemos conocerlo para obtener π Fsurf .

La ley de Stefan-Boltzmann nos define la temperatur a efectiva de una estrella

σσσσ T4 = ππππ B = ππππ Fsurf = σσσσ T4eff

que es la temperatura de un cuerpo negro que radia la misma cantidad de energía total que la estrella. Así se define la temperatura efect iva de una estrella, es la temperatura de un cuerpo negro que emite el mismo flujo total que la estrella, la energía perdida por la estrella por m 2 y por segundo es la misma que la de un cuerpo negr o a T = Teff .

Esta temperatura es la de la superficie de la estre lla que es la que emite principalmente la radiación que recibimos. Se considera, pues que la temperatura efectiva es la de las

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capas superficiales ( atmósfera , fotosfera ) que son las que contribuyen a la radiación observada

Obtención de radios

Por la definición de temperatura efectiva podemos o btener una nueva expresión de la luminosidad de la estrella en función de la Teff.

L = 4ππππ R2 ππππFsurf = 4ππππ R2 σσσσ T4eff

si conocemos la temperatura y la luminosidad podemo s obtener el radio. La luminosidad total viene medida por la magnitud bolométrica abso luta

Mbol - M bol = - 2.5 log L /L

Mbol - M bol = - 2.5 log L /L = - 5 log R /R +

10 log Teff / T eff

Recordando que la magnitud bolométrica absoluta la obtenemos a partir de la magnitud absoluta

visual y la corrección bolométrica

Mbol = MV - c.b.

y la magnitud absoluta visual se obtiene a partir d e la aparente V y la distancia

Temperatura de Wien

La distribución de energía de una estrella se puede usar también para determinar la temperatura. Podemos usar la ley de desplazamiento de Wien, y determinar su temperatura calculando la longitud de onda del máxi mo de su distribución y como los cuerpos negros se hacen más azules para altas tempe raturas es de esperar que los colores de las estrellas estén relacionados con sus temperaturas.

Por ejemplo, para un temperatura de 4000 K el máxim o de radiación está situado en 7.2 x 10-5 cm, la longitud del color rojo, luego las estrella s rojas tienen temperaturas de 3000 a 4000 K. Una estrella amarilla tiene entre 5000 y 60 00 K, su máximo cae en el visible. Las estrellas más calientes tienen un máximo de radiaci ón en la región ultravioleta (UV) del espectro (λλλλ = 3 x 10-5 cm ) que no es perceptible por el ojo humano, en consecu encia sólo observamos que la intensidad de la radiación d isminuye en la región visible.

Para el Sol el máximo está en el visible alrededor de 5000 Å que nos da una temperatura de unos 6000 K que es muy parecida a la temperatura efectiva, 5780 K. Ambos valores de temperatura obtenidos están en buen acuerdo y es de esperar que nos indiquen la temperatura de las capas superficiales del Sol y qu e su radiación no es muy diferente de la de un cuerpo negro .

Los índices de color también están relacionados con la temperatura superficial, sí una estrella es muy caliente su radiación tendrá el máx imo de la distribución en longitudes de onda del ultravioleta, lo que implica que será m as brillante en el filtro U que en el B y mucho más que en el V. Por el contrario, una estrel la fría emitirá más en el filtro V que en el B y en el U.

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2.4. El efecto Doppler

• Efecto Doppler • Velocidad radial • Velocidad tangencial

Efecto Doppler

El efecto Doppler es una herramienta importante par a entender el Universo, ya que sin conocer la distancia a un objeto podemos utilizar e l efecto Doppler para determinar su velocidad radial, que es la velocidad en la direcci ón de observación con que el objeto se aleja o se acerca a la Tierra. Si la estrella se mu eve a la misma velocidad que el observador no se detectaría el efecto Doppler.

El efecto Doppler en el sonido es un hecho conocido en la vida diaria, su análogo en la radiación electromagnética, incluyendo la luz, es m uy similar. Por ejemplo, en el sonido, el cambio en el pitido del tren cuando se aproxima, pasa y empieza a alejarse. Al principio el objeto que emite la onda sonora se est á acercando y cuando emite la segunda onda se ha movido más cerca que cuando emit ió la primera onda, así las ondas pasa con más frecuencia que si la fuente estuviese en reposo, las longitudes de onda parecen comprimirse y el pitido del tren se hace má s fuerte. Cuando la fuente emisora pasa nuestra posición, las longitudes de onda parec en dilatarse y el pitido disminu

Figura 2-2-3: Efecto Doppler. El emisor de sonido o luz se mueve hacia la izquierda desde S1 hasta S4 emitiendo en cada posición una onda, numerada de 1 a 4. La distancia entre las ondas es más estrecha en el sentido del movimiento y más ancha en el contrario. En consecuencia la observadora percibirá una longitud de onda, λ λ λ λ , más corta, un sonido más agudo y la luz más azulada. El observador, por el contrario, vera como la fuente se aleja, λλλλ , será más larga, y por tanto el sonido más grave y la luz más roja

Figura 2-2-4: Efecto Doppler. Un observador en una nave espacial que se mueve muy rápida, verá

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las estrellas delante de él más azules de lo normal mientras que las que están detrás parecen más rojas. el cambio de color se debe al movimiento de la nave respecto a las estrellas.

La radiación visible es así desplazada hacia el azu l. Por el contrario si el objeto emisor se está alejando del observador las longitudes de o nda se hacen más largas y se dice que la radiación se desplaza hacia el rojo (Figura 2-2-3 y 2-2-4). Generalizando a todo tipo de radiación, se dice que se desplaza hacia el azul si cambia a longitudes de onda más cortas y el objeto emisor se acerca al observador y por convenio su velocidad es negativa. Por el contrario decimos que la radiación se desplaza hacia el rojo si cambia a longitudes de onda mayores y la fuente emisora se a leja con velocidad positiva. Este desplazamiento es función de la longitud de onda en reposo λλλλ0 y de la velocidad radial del cuerpo emisor v r. Así la fracción que la longitud de onda en reposo , λλλλ - λλλλ 0 = ∆∆∆∆ λ λ λ λ , se desplaza es la misma que la fracción de la velocida d de la luz a la que el cuerpo se mueve, que se escribe ∆∆∆∆ λλλλ /l 0 = v r /c, donde ∆∆∆∆ λλλλ es el desplazamiento en longitud de onda, λλλλ 0 es la longitud de onda en reposo, v r la velocidad radial (componente de la velocidad proyectada en la dirección de observación ) del cuerpo emisor y c la velocidad de la luz.

Velocidad radial

Del análisis de los espectros de las estrellas se p uede determinar su velocidad radial, ya que después de identificar las líneas espectrales c omparando con los espectros de laboratorio, se puede medir la posición en que se o bservan las líneas, λλλλ obs , que será distinta de la longitud de onda en reposo o de labo ratorio, λλλλ 0 , la diferencia dará, por efecto Doppler, la velocidad radial. Para medir la posición de las líneas se toman espectros de comparación de elementos conocidos, an tes y después de observar la estrella problema con el mismo detector. Como el es pectro de comparación es conocido identificamos sus líneas y su posición nos permite obtener la longitud de onda de las líneas de la estrella. Una vez obtenida las longitu des de onda de las líneas estelares, su diferencia con las de laboratorio nos da la velocid ad radial, v r de la estrella. Evidentemente para tener los valores respecto del S ol, que es como se dan en los catálogos, hay que corregir del movimiento de la Ti erra.

Velocidad tangencial

Figura 2-2-5: La velocidad de una estrella respecto al Sol, v, tiene dos componentes, la velocidad radial en la dirección de observación, vr, y la componente perpendicular o velocidad tangencial, vt.

La velocidad de una estrella respecto al Sol, ademá s de la componente en la dirección de observación o velocidad radial, tiene otra componen te en la dirección perpendicular que se llama velocidad tangencial (Figura 2-2-5). Esta se obtiene a partir de la velocidad angular o movimiento propio, µ µ µ µ, multiplicado por la distancia, d,

vt = µµµµ d

El movimiento propio se puede medir tomando placas fotográficas en intervalos de varios años o décadas y se mide en segundos de arco por año ("/año). Si medimos la distancia en parsecs, para obtener la velocidad tangencial en km s -1, hay que hacer la transformación de unidades siguiente: segundos de a rco a radianes (1 rad = 206 265"),

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años a segundos (1 año = 3.156 x 10 7 s), y parsecs a kilómetros (1 pc = 3.086 x 10 13 km). Con este cambio de unidades obtenemos la siguiente expresión para la velocidad tangencial,

vt = µµµµ d

vt = 4.74 µµµµ d

La velocidad de la estrella respecto al Sol ser á

v = (vr2 + vt

2)1/2

2.5. Clasificación espectral

Tipos espectrales

En las últimas décadas del siglo XIX se fotografiar on miles de espectros de estrellas, encontrándose que había muchas diferencias entre el los y se empezó a desarrollar una clasificación de los diferentes tipos de espectros. Annie Jump Cannon de la Universidad de Harvard clasificó más de 500.000 espectros estel ares, su trabajo está recogido en el catálogo de Henry Draper, así denominado en honor d el benefactor que hizo posible está investigación. La mayoría de las estrellas se conoc en por su número en este catálogo, su HD, por ejemplo HD 155555.

Al principio, los espectros estelares se clasificar on por las intensidades de las líneas de absorción correspondientes al hidrógeno y a cada tipo o clas e espectral se le denominaba por una letra en orden alfabético : A pa ra las estrellas con líneas muy intensas de hidrógeno, B para estrellas con líneas algo más débiles y así sucesivamente. Posteriormente se comprobó que los tipos de espectr os variaban principalmente debido a las diferentes temperaturas de las atmósferas de las estrellas. Las líneas de hidrógeno son muy intensas en estrellas que tienen cierta tem peratura y sí la temperatura es más alta o más baja las líneas son más débiles. Se orde nó, entonces, la lista de tipos espectrales en función de temperaturas decrecientes y naturalmente ya no quedó en orden alfabético.

Se puede suponer que las estrellas se comportan com o cuerpos negros, esta hipótesis implica que la temperatura y la cantidad luz (flujo : energía por m2 y segundo) que emite son constantes. Si las estrellas radian como cuerpo s negros se podría deducir su temperatura.

Tipos espectrales

Se clasifican actualmente las estrellas por sus esp ectros estelares en una secuencia espectral caracterizada por una letra que se denomi na tipo espectral o clase espectral, con la temperatura disminuyendo hacia la derecha.

C ( R - N) O - B - A - F - G - K - M S ⇐ Tef

Notaciones adicionales son Q para novas, P para nebulosas planetarias y W para estrellas Wolf-Rayet. La clase C constituye los ant iguos tipos R y N (estrellas de

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carbono). Las clase C y S representan ramas paralel as a los tipos G-M siendo su composición química superficial diferente.

Los tipos O, B, y A se llaman primeros tipos o estr ellas tempranas pero no tiene nada que ver con la edad de las estrellas, también se de nominan estrellas calientes. Las estrellas K, M, N, R, S se llaman estrellas de los últimos tipos o estrellas frías.

Figura 2-2-6: Espectros observados para estrellas de distintas temperaturas efectivas (tipos espectrales diferentes). La más calientes, arriba, muestran líneas de helio y las más frías, abajo, tienen líneas de átomos neutros y moléculas. A temperaturas intermedias las líneas dehidrógeno son más intensas, en el tipo espectral A alcanzan su máxima intensidad.

Cada uno de estos tipos espectrales se divide, a su vez, en diez subclases numeradas de 0 a 9. Por ejemplo, en las estrellas de tipo A las más calientes son las A0, seguidas con menor temperatura por A1, A2, etc., al tipo A9 le s igue el F0.

Para algunas clases espectrales todavía se puede af inar más, así tenemos la clase B0.5 que significa entre B0 y B1. Con experiencia es bas tante fácil deducir el tipo espectral por la mera inspección del espectro de una estrella (Figura 2-2-6).

Las estrellas de tipo O son las más calientes, sus temperaturas son del orden de 60 000 a 30 000 grados, luego hay suficiente energía par a rrancar los electrones más exteriores de los átomos y el hidrógeno se encuentra casi todo ionizado, hay poco hidrógeno atómico así sus líneas espectrales son débiles. Apa recen líneas correspondientes al helio una vez ionizado y a otros elementos como el silicio y el nitrógeno también ionizados.

Las estrellas de tipo B son algo más frías, de 30 0 00 a 10 000 grados. Las líneas de hidrógeno son más intensas que en el tipo anterior y aparecen líneas de helio neutro.

En el tipo espectral A las temperaturas son del orden de 10 000 a 7 500 grados. Las líneas de hidrógeno alcanzan en esta clase su máxim a intensidad y empiezan a aparecer líneas correspondientes a elementos una vez ionizad os como el magnesio y el calcio. Sirio y Vega son estrellas de esta clase. Los tipos O, B y A son de color azulado.

Las estrellas de tipo F tienen temperaturas de 7 50 0 a 6 000 grados. Las líneas de hidrógeno son más débiles que en la clase A pero la s líneas del calcio ionizado son más intensas. El calcio ionizado una vez tiene dos líne as, denominadas H y K, que son particularmente intensas y fáciles de reconocer en el espectro. La estrella polar pertenece a este tipo espectral.

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El tipo espectral G es el correspondiente al Sol, l as temperaturas son de 6 000 a 5000 grados. Las líneas del hidrógeno son visibles pero las más intensas del espectro son las líneas H y K del calcio. El color de las estrella d e esta clase es amarillo.

Las estrellas de tipo espectral K son relativamente frías, de 5 000 a 3 500 grados, el espectro está cubierto por muchas líneas que corres ponden a metales no ionizados, en contraste con los espectros de las estrellas calien tes que muestran pocas líneas. Arturo y Aldebaran son de este tipo cuyo color es rojo.

Las estrellas M son las más frías, con temperaturas inferiores a los 3 500 grados. Sus atmósferas son tan frías que pueden existir molécul as (elemento constituido por varios átomos, como el agua H2O molécula que tiene tres át omos dos de hidrógeno y uno de oxígeno) que no se disocian en sus átomos constituy entes y el espectro muestra muchas líneas moleculares, en particular son intens as las de la molécula del óxido de titanio. Betelgeuse es una estrella roja que perten ece a este tipo.

Existen también otros tipos espectrales R, N y S qu e tienen temperatura similar al tipo M pero las líneas de sus espectros corresponden a dif erentes átomos y moléculas. Las estrellas de tipo R y N se denominan también de car bono (C) por presentar una gran abundancia de este elemento. Los espectros de tipo S se carac terizan por la intensidad de las líneas de la molécula de óxido de circonio.

Figura 2-2-7: Tipos espectrales. Los espectros observados se han obtenido con un CCD, mientras que los de la Figura 6.5 estan tomados en placa fotográfica. Se representa la intensidad del espectro en función de la longitud de onda, las líneas de absorción se ven como una disminución del espectro continuo, el cual tiene una forma bastante similar a la de un cuerpo negro a la temperatura efectiva de la estrella.

Las diferencias entre los espectros estelares son d ebidas principalmente a diferencias de temperatura (Figura 2-2-7) y no de composición q uímica, la mayoría de las estrellas están constituidas por los mismos elementos y en ap roximadamente la misma proporción.

Así, la composición química obtenida del análisis d e los espectros indica que la mayoría de las estrellas están constituidas principalmente por Hidrógeno (H) con alrededor de un 10% ± 5% de Helio (He) en número de átomos. Los ele mentos más abundantes después son Carbono (C), Nitrógeno (N), Oxigeno (O), y Neón (NE) que constituyen los cuatro un 1% del número total de partículas. Los siguientes e lementos Silicio (Si), Magnesio (Mg), Hierro (Fe), y Aluminio (Al) son menos abundantes q ue C, N, O y Ne en un factor de aproximadamente 10.

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Cuestiones y problemas para autoevaluación

1. La estrella X tiene un índice de color B-V igual a 0.0 mientras que en la estrella Y es 1.0 ¿Cuál tiene mayor temperatura efectiva y por qué?

2. ¿Cómo se puede describir el espectro de una estr ella de tipo A ?

3. ¿Cómo se puede obtener la velocidad de una estre lla respecto al Sol ?

4. Sí una estrella tiene un espectro similar al del Sol, pero todas sus líneas espectrales están desplazadas un 2% de su longitud de onda haci a el rojo ¿qué podemos decir respecto al movimiento de la estrella?

5. Las diferencias entre los tipos espectrales ¿ a qué son debidas principalmente?

6. ¿Por qué algunas estrellas tienen intensas línea s de hidrógeno y otras no, sí se sabe que todas las estrellas contienen aproximadamente e l 90% de hidrógeno?

7. Indicar dos métodos para determinar la temperatu ra de una estrella.

8. Betelgeuse tiene una temperatura superficial de 3 400K, mientras que Rigel tiene 10 100 K. ¿En qué región del espectro emiten su máxima radiación?

9. La longitud de onda de laboratorio para la prime ra línea de la serie de Balmer de hidrógeno, H αααα , es 6562.80 Å. Sin embargo, en el espectro de la estrella Vega ( αααα Lyrae) la longitud de onda de H αααα es 6562.50 Å ¿ Cuál es la velocidad radial de Vega?

10. El espacio está lleno de la llamada radiación d e fondo, resto de la primera edad del universo. La distribución de esta radiación es simi lar a la de un cuerpo negro a la temperatura de 2.7 K. ¿Cuál es la longitud de onda del máximo de esta radiación?

Problemas

1. Una estrella sufre una explosión de modo que su temperatura efectiva se duplica pero su densidad disminuye en un factor 8, se supone despreciable la masa perdida. ¿Cuales serán los nuevos radios y luminosidad de la estrella?

2. Una estrella tiene T ef = 8700 K, magnitud bolométrica absoluta M b = 1.6 y aparente m b = 7.2. Calcular su distancia, luminosidad y radio.

Datos: L

= 3.9 x 1026 W ; Mb = 4.77 ; σσσσ = 5.67 x 10-8 W m-2 K-4

Soluciones

Cuestiones

2. ¿Cómo se puede describir el espectro de una estrella de tipo A ?

Tiene líneas muy intensas de hidrógeno.

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5. Las diferencias entre los tipos espectrales ¿a qué son debidas principalmente?

A la temperatura.

6. ¿Por qué algunas estrellas tienen intensas líneas de hidrógeno y otras no, sí se sabe que todas las estrellas contienen aproximadamente el 90% de hidrógeno?

Las condiciones de temperatura y presión no son suf icientes para que puedan observarse.

Problemas

2. Una estrella tiene T ef = 8700 K, magnitud bolométrica absoluta M b = 1.6 y aparente m b = 7.2. Calcular su distancia, luminosidad y radio.

Datos: L

= 3.9 x 1026 W ; Mb = 4.77 ; σσσσ = 5.67 x 10-8 W m-2 K-4

d = 132 pc

L = 7.21 x 10 27 W ;

R = 1.33 x 109 m.

MODULO II Unidad didáctica 3: Diagrama H-R

Figura 2-3-1: Diagrama de Hertzsprung-Russell. Están claramente indicadas la secuencia principal y la rama de las estrellas gigantes rojas. Las supergigantes aparecen dispersas por encima de las gigantes. En la esquina izquierda se han representado algunas enanas blancas.

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3.1. Introducción

• La secuencia principal • Enanas Blancas • Gigantes • Supergigantes • Subgigantes • Subenanas • Determinación de los radios de las estrellas por su posición en

el diagrama H-R

Una vez estudiadas las dos propiedades básicas de l as estrellas: su luminosidad (o magnitud absoluta ) y su temperatura efectiva (o su tipo espectral ) sería interesante conocer si existe una relación entre ellas. Alreded or de 1910 los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell independientemen te descubrieron esta relación. Representaron en un diagrama la temperatura efectiv a y las luminosidades de las estrellas, en honor de estos dos científicos el dia grama se conoce con el nombre de Hertzsprung-Russell, o diagrama H-R. En este diagra ma la escala vertical u ordenada se expresa en unidades de la luminosidad solar (L

= 4 x 1026 W) que varía en un rango de

10-4 a 104, el Sol se sitúa en medio del rango. La temperatur a efectiva se representa en el eje horizontal o abcisa y aumenta de derecha a izqu ierda ( así la secuencia espectral O - B - A - ... va de izquierda a derecha).

La secuencia principal

En este diagrama (Figura 2-3-1) la mayoría de las e strellas se distribuyen a lo largo de una banda estrecha, llamada secuencia principal, qu e se extiende desde la parte superior, donde se encuentran las estrellas más cal ientes y brillantes, hasta la inferior, que ocupan las más frías y poco brillantes. Las est rellas de esta secuencia, entre las que se encuentra el Sol, reciben el nombre de enanas.

Enanas blancas

Aproximadamente 10 magnitudes por debajo de la secu encia principal están las enanas blancas, de tamaño muy pequeño, planetario, pero mu y calientes.

Gigantes rojas

En la parte superior derecha se distinguen las estr ellas luminosas pero frías : son las gigantes rojas. Por encima de ellas se ubican las s upergigantes, que son las más luminosas y pueden ser azules o rojas. Finalmente, en la zona inferior izquierda, se agrupan unos objetos poco brillantes pero muy calie ntes, denominados enanas blancas.

Una gigante roja típica es unas cien veces más lumi nosa que el Sol, ya que las gigantes y enanas del mismo tipo espectral tienen la misma temperatura efectiva las diferenci as en luminosidad se deben a diferencias de radio .

L = 4 ππππ R2 σσσσ T4ef ; R = 1/T2ef ( L/4ππππ σσσσ)1/2

Supergigantes

Las estrellas más brillantes son las supergigantes, con magnitudes hasta Mv = -7. Un ejemplo es Betelgueuze con un radio de 400 radio so lares y 20 000 veces más luminosa que el Sol.

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Subgigantes

Algunas estrellas en el diagrama se localizan por d ebajo de la rama de las gigantes pero claramente por encima de la secuencia principal, so n las llamadas subgigantes.

Subenanas

Análogamente las estrellas situadas por debajo de l a secuencia principal pero más luminosas que las enanas blancas se conocen como su benanas.

Determinación de los radios de las estrellas por su posición en el diagrama H-R

Figura 2-3-2 Diagrama H-R, las líneas diagonales corresponden a radios estelares constantes.

Los radios de las estrellas se pueden determinar fá cilmente por su posición en el diagrama H-R, ya que para una misma temperatura efe ctiva las diferencias en luminosidad dependen del cuadrado del radio. En una representación logarítmica de la luminosidad en función de la T ef, la ubicación de estrellas que tienen el mismo rad io se sitúan a lo largo de líneas diagonales casi paralel as a la secuencia principal (Figura 2-3-2). En esta los radios varían de unos 20 R

en el extremo superior hasta 0.1 R

en el

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extremo más bajo. Las gigantes varían entre 10 R

y 100 R

. Las supergigantes tienen radios aún mayores.

La existencia de una relación tan simple entre la l uminosidad y la temperatura de las estrellas de la secuencia principal indica que la p osición de la estrella en esta secuencia depende sólo de un parámetro y este es: la masa. La s estrella O son las más masivas, del orden de 60 M

y el final de la secuencia principal las estrellas M tienen del orden de

0.08 M

. Combinando los radios y masas conocidos podemos deducir la densidad media de las estrellas. El resultado es que las est rellas de la secuencia principal tienen aproximadamente la misma densidad que el agua, las estrellas más masivas de la parte alta de la secuencia principal tienen densidades me dias más bajas.

3.2. Clases de luminosidad

El diagrama H-R es una importante fuente de informa ción respecto a la vida de las estrellas. La simple inspección del mismo revela qu e a un tipo espectral dado o temperatura pueden corresponder diferentes valores de la luminosidad o magnitud absoluta , que se relacionan a su vez con las posiciones que ocupan las estrellas en el diagrama y permite su distribución en unas clases de luminosidad de la forma siguiente:

• Ia (supergigantes muy luminosas)

• Ib (supergigantes normales)

• II (gigantes luminosas)

• III (gigantes normales)

• IV (subgigantes)

Todas estas clases agrupan estrellas de gran tamaño y atmósferas poco densas.

• La V comprende las estrellas enanas o de la secuencia p rincipal, de menor tamaño y más densas.

• La VI (subenanas)

• La VII (enanas blancas), reúne objetos muy densos y pequeñ os.

Así pues, la clasificación en clases de luminosidad guarda relación con las dimensiones, densidades estelares y con la edad como veremos más tarde.

3.3. La paralaje espectroscópica

Una vez calibrado el diagrama H-R, por el espectro de una estrella podemos deducir su tipo espectral o temperatura efectiva.

Si la estrella está situada en la secuencia princip al es posible obtener su luminosidad a partir de la ordenada del diagrama, Mv o L, ahora s e puede determinar la distancia a que se encuentra la estrella observando su brillo o magnitud aparente (m - M = 5 log d -5). Este método de determinar distancias de llama la pa ralaje espectroscópica.

Si la estrella no está en la secuencia principal (a proximadamente el 90% de todas las estrellas están en ella) sino que es, por ejemplo, una gigante roja como su atmósfera es menos densa que una enana, este hecho influye en la anchura de las líneas espectrales. Los astrónomos estudiando la anchura de las líneas espectrales pueden deducir la clase

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de luminosidad, es decir, saber si la estrella es e nana, gigante o supergigante por el espectro observado.

En consecuencia se puede obtener siempre la luminos idad del diagrama H-R, una vez conocida la temperatura y clase de luminosidad por el espectro, y con la magnitud aparente observada deducir la distancia o paralaje espectroscópica.

3.4. Relación Masa-Luminosidad

RECUERDA

Las diferentes fases de la vida de las estrellas están producidas por los procesos que detienen temporalmente la contracción gravitacional, o por la acción misma de la contracción

El diagrama H-R nos permite reconstruir la evolució n temporal de las estrellas, debido a que su luminosidad y temperatura cambian en las dif erentes etapas de su vida, cada una de las cuales tiene una duración del orden de millo nes de años. Así, el punto que representa a una estrella en el diagrama se desplaz a y describe una trayectoria denominada traza evolutiva . Las estrellas cambian de temperatura y luminosida d debido a que las reacciones nucleares, que se producen en su interior, tienen un combustible limitado. La vida de las estrellas, combustible nuc lear disminuye, se producen profundos cambios en sus parámetros físicos: tamaño, color y luminosidad. El resultado es que la estrella viaja a través del diagrama H-R a lo largo de su vida.

La última causa y la principal de estos cambios son las fuerzas gravitatorias dominantes en una estrella desde que nace y que tienden a cont raerla a un tamaño menor. Una estrella se origina a partir del medio interestelar por contracción gravitacional en zonas donde la densidad de materia es alta, la energía ce dida en la contracción hace que la temperatura del interior de la protoestrella (así llamada en esta fase) aumente. Cuando es suficientemente alta para que se desencadenen las r eacciones nucleares la contracción gravitacional se detiene y las estrella radia la en ergía producida nuclearmente. Cuando el combustible nuclear se agota, otra vez se hacen dom inantes las fuerzas gravitacionales por medio de la contracción de la estrella. Así pue s, las diferentes fases de la vida de las estrellas están producidas por los procesos que det ienen temporalmente la contracción gravitacional, o por la acción misma de la contracc ión.

El factor más importante en el tipo de vida que va a desarrollar una estrella es su masa inicial, podríamos decir que es el equivalente a lo s cromosomas en los humanos. Cuanto más masivas son las estrellas más altas son sus tem peraturas centrales. Así las estrellas de la secuencia principal se encuentran e n la fase de reacciones nucleares mediante la cual transforman el hidrógeno en helio en su núcleo. Las de la parte alta de la secuencia principal que son las más masivas prod ucen una proporción de energía mayor por unidad de masa. Este hecho fue determinad o observacionalmente por medio de la llamada relación masa-luminosidad que indica que la luminosidad de las estrellas de la secuencia principal es aproximadamente propor cional a la masa elevada a la potencia de 3.5 (L ∝∝∝∝ M3.5). Por ejemplo, una estrella de masa dos veces la d el Sol sería 11 (que es 2 3.5) veces más luminosa.

Parece entonces que las estrellas más masivas que t ienen más combustible vivirán más tiempo, pero la verdad es justamente lo contrario. Como ocurre con el dinero o la comida, el tiempo que dura el combustible depende d e la cantidad disponible divida por la proporción en que se gasta. Podemos estimar el t iempo que una estrella permanece

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en la secuencia principal dividiendo el combustible disponible (la masa de la estrella) entre la proporción en que lo consume (luminosidad o energía que pierde)

tsp ∝∝∝∝ M / L como L ∝∝∝∝ M3.5

tsp ∝∝∝∝ 1 / M2.5

Por ejemplo, el Sol probablemente tiene una vida en la secuencia principal del orden de 9 mil millones de años. Una estrella con una masa de 10 veces la solar tiene 10 veces más combustible para quemar pero lo hace en una proporc ión tan grande, de acuerdo con su relación masa-luminosidad, que el combustible se co nsume en sólo 30 millones de años. En el otro extremo están las estrellas poco masivas , una de solo 0.1 la masa del Sol duraría en la secuencia principal tres mil millones de años antes de agotar su combustible.

Los elementos químicos ligeros se fusionan por reac ciones nucleares formando elementos más pesados en el núcleo de la estrella y de esta forma aumenta la temperatura y densidad de éste con la edad de la es trella. Se llama nucleosintesis estelar a esta propiedad de la estrella de crear ella misma los elementos químicos pesados a partir del hidrógeno. Después que el hidrógeno se h a quemado dando helio (un elemento aproximadamente 4 veces más pesado), las cenizas de esta primera reacción nuclear servirán de combustible para la siguiente fase nucl ear en la que el helio se quema dando lugar al carbono y al oxigeno. Después si la estrel la es suficientemente masiva, el carbono a su vez se fusionará dando magnesio y así sucesivamente hasta obtener el hierro. Este es el elemento más estable del sistema periódico y por tanto su transmutación ya sea por fisión o fusión requiere u na cantidad tal de energía que su efecto será catastrófico para la estrella producien do el fenómeno de supernova como veremos más adelante.

3.5. Diagramas color-magnitud

• Cúmulos abiertos • Cúmulos cerrados o globulares

Un diagrama color- magnitud absoluta es análogo a un diagrama H-R ya que el color está relacionado con la temperatura y esta con el tipo espectral y la magnitud absoluta es una medida de la luminosidad. Si queremos hacer un diag rama color-magnitud para estrellas lejanas y no conocemos la distancia, no habrá probl ema si todas las estrellas están a la misma distancia, las diferencias de los brillo s aparentes (magnitudes aparentes) es la misma que las diferencias de las magnitudes absolut as. Ya que como la luz de cada estrella recorre la misma distancia hasta la Tierra disminuirá en la misma cantidad. Midiendo las magnitudes aparentes y representándola s frente al índice de color obtendremos un diagrama H-R relativo para el grupo de estrellas, que será exactamente igual que un diagrama H-R en luminosidades (o magni tudes absolutas) excepto en los números del eje vertical. Las ordenadas estarán des plazadas hacia arriba o hacia abajo dependiendo de la distancia.

Cúmulos abiertos

Hay grupos de estrellas que se encuentran todas a l a misma distancia, son los cúmulos estelares, de los cuales el más conocido son las Pl eyades. En un cúmulo todas las estrellas han nacido al mismo tiempo de la misma nu be interestelar, participan de un movimiento común y se encuentran juntas por la atra cción gravitacional. En un cúmulo se considera que la distancia entre las estrellas e s muy pequeña comparada con su distancia a la Tierra, lo que significa que todas e stán a la misma distancia, en consecuencia las diferencias en magnitudes aparente s son las mismas que las

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diferencias en magnitudes absolutas. En un diagrama H-R de un cúmulo el único factor que diferencia una estrella de otra del cúmulo es s u masa.

Los cúmulos son los "laboratorios" ideales para los estudios estelares, los modelos teóricos de evolución estelar se pueden compara con la realidad sin las complicaciones introducidas por la edad, composición química y lug ar de formación. Los cúmulos son muy importantes para entender como evolucionan las estrellas con el tiempo.

Figura 2-3-3: Diagrama color, magnitud absoluta, similar a un diagrama H-R, para cúmulos abiertos o galácticos haciendo coincidir las secuencias principales de todos ellos.

Si hacemos un diagrama color-magnitud absoluta para las Pleyades la mayoría de las estrellas están en la secuencia principal (Figura 2 -3-3). Otro cúmulo similar a las Pleyades es las Hyadas y tiene un diagrama color -m agnitud similar pero en las Pleyades podemos ver estrellas mucho más azules que en las H yadas. Como veremos más adelante estas diferencias son debidas a la edad. L os cúmulos con estrellas brillantes azules en la secuencia principal se llaman cúmulos abiertos o galácticos.

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Cúmulos cerrados o globulares

Figura 2-3-4.: Fotografía del cúmulo galáctico de las Pleyades

Existen otros cúmulos diferentes con muchas más est rellas (entre 10 000 y 100 000) que los cúmulos abiertos y que tienen simetría esférica , estos reciben el nombre de cúmulos cerrados o globulares. El diagrama color-magnitud d e los cúmulos globulares es diferente del de los cúmulos abiertos: la secuencia principal es muy corta, no hay estrellas con masas mayores que aproximadamente 0.8 M

y conecta directamente con

las gigantes (Figura 2-3-4). En la zona azul del di agrama se ve una secuencia horizontal, situada más alta que la secuencia principal, llamad a la rama horizontal. Aparentemente, los cúmulos globulares se formaron hace mucho tiemp o y las estrellas más masivas han consumido ya su combustible nuclear (hidrógeno) y h an abandonado la secuencia principal. Otros factores que confirman que los cúm ulos globulares son viejos son los espectros de sus estrellas muestran muy pocos eleme ntos pesados, lo que implica que estas estrellas se formaron hace mucho tiempo, cuan do los elementos pesados eran mucho menos abundantes que hoy día.

Figura 2-3-5: Diagrama color, magnitud aparente, análogo a un diagrama H-R, para un cúmulo globular (M55). La parte alta de la secuencia principal ha desaparecido y se observa la rama horizontal donde las estrellas poco masivas se sitúan después de sufrir el flash de helio

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Se estima que la edad de los cúmulos globulares es del orden de 10 mil millones de años, y que contienen las estrella más viejas de nu estra Galaxia , serían pues el resto de los primeras fases de existencia de nuestra Galaxia .

Nunca será posible ver a una estrella moverse a tra vés del diagrama H-R durante sus diferentes fase evolutivas. La vida humana, incluid a la del hombre en la Tierra, es demasiado corta comparada con la vida de las estrel las. Observamos a las estrellas en un momento específico de su ciclo de vida, el diagr ama H-R es como una foto instantánea. Estudiando las estrellas de los cúmulo s de edad conocida, todas las estrellas del cúmulo tienen la misma edad pero dife rente masa, podemos entender como es la historia de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte.

Figura 2-3-6: Fotografía del cúmulo globular M 10

3.6. Estrellas de la Población II

Las estrellas pobres en metales pertenecen a una po blación que en nuestra Galaxia no se encuentra en el plano galáctico sino por encima , en el llamado halo galáctico y reciben el nombre de estrellas de la Población II s iendo la Población I la constituida por las estrellas normales en composición y que se encu entran en el plano galáctico. Actualmente en el halo hay poco gas y polvo interestelar pero cuando se formaron las estrellas de la Población II había más gas y polvo que ahora. Esto significa que se formaron en un tiempo en que la Galaxia no se había contraído y aplanado hasta formar un disco, por tanto es de esperar que las estrellas de la Población II sean más viejas que

Hay algunas estrellas para las que las abundancias de los elementos pesados comparadas a las del hidrógeno son diferentes de la s observadas en el sol, es decir, estas estrellas muestran una composición química di ferente en sus fotosferas . Se las conoció primero como subenanas por su posición en e l diagrama H-R: aparecen debajo de la secuencia principal lo que significa que son demasiado poco luminosas para su color o temperatura, o por el contrario demasiado a zules (calientes) para su luminosidad. El análisis de su espectro demuestra que esto últim o es lo que ocurre. Estas estrellas muestran todas abundancias similares, pero las de l os elementos pesados respecto al hidrógeno y al helio son menores en un factor de 50 0 o más, reciben el nombre de estrellas pobres en metales y las líneas metálicas son más débiles que las de las estrellas normales de la misma temperatura. Ya que las líneas espectrales son generalmente más intensas en el azul y especialment e en el UV que en el rojo, en las estrellas normales se absorbe más energía en el UV que en el rojo. En las estrellas pobres en líneas metálicas, por el contrario, habrá menos absorción de energía en el UV y azul y estas estrellas parecerán más azules y mos traran un exceso en el UV.

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las de la Población I formadas en el disco. Como la Población II es deficiente en metales deben de haberse formado en un gas y polvo que era pobre en elementos pesados. La Población I formada más tarde lo hizo a partir de m ateria más rica en elementos pesados. Esto sugiere que con el tiempo el medio interestelar , gas y polvo, a partir del cual se forman las estrellas se va enriqueciendo en elementos pesados.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones

1. Tres estrellas de la secuencia principal (clase de luminosidad V) de tipos Espectrales O, F y M tienen la misma magnitud aparente. ¿Cuál e s la estrella más cercana?

2. ¿Por qué son importantes los diagramas H-R de lo s cúmulos estelares?

3. ¿Por qué sabemos que las estrellas de los cúmulo s globulares son viejas?

4. Una estrella de la secuencia principal tiene tre s veces la masa del Sol. ¿ Cuál es su luminosidad relativa a la del Sol ?

5. ¿Qué significa estrella de la población II ?

6. ¿Cuáles son las estrellas que permanecen menos y más tiempo en la secuencia principal ? . ¿Por qué ?.

7. ¿ Por qué se supone que la mayoría de las estrel las que vemos en el cielo están en la secuencia principal ?

8. ¿Qué es la traza evolutiva de una estrella ?

9. ¿Qué es la paralaje espectroscópica ?

Problemas

1. Dos cúmulos abiertos, que están situados en el p lano galáctico, tienen como diámetros angulares αααα y 3αααα y el modulo de distancia del primero es 16.0. Supo niendo que sus diámetros reales son iguales, encontrar las distancias a que se encuentran.

2. Dos estrellas tienen la misma magnitud aparente y son del mismo tipo espectral, pero una está dos veces más lejos que la otra. ¿Cuál es el tamaño relativo de las dos estrellas?

Soluciones

Cuestiones

H-R de 2. ¿Por qué son importantes los diagramas lo s cúmulos estelares?

Todas las estrellas están a la misma distancia

5. ¿Qué significa estrella de la población II ?

Es una estrella vieja y con pequeña abundancia de m etales.

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7. ¿Por qué se supone que la mayoría de las estrellas que vemos en el cielo están en la secuencia principal?

Es la etapa más larga de la vida de una estrella

Problemas

1. Dos cúmulos abiertos, que están situados en el plano galáctico, tienen como diámetros angulares αααα y 3αααα y el modulo de distancia del primero es 16.0. Suponiendo que sus diámetros reales son iguales, encontrar las distancias a que se encuentran.

d = 15849 pc

d’ = d/3 = 5283 pc

Unidad didáctica 1: Evolución estelar

1.1. Nacimiento y juventud de las estrellas

• Nubes interestelares • Protoestrella • Traza de Hayashi • Secuencia principal de edad cero

Nubes interestelares

El proceso de formación de una estrella se puede re sumir de la forma siguiente: se inicia en el interior de una nube fría de polvo y gas inte restelar que empieza a colapsarse bajo

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la acción de su gravedad (su propio peso). La nube se fragmenta y la contracción calienta los fragmentos hasta que eventualmente el centro se hace lo suficientemente caliente para que las reacciones nucleares se inici en. En este punto la contracción se detiene y ha nacido una estrella.

Las grandes nubes moleculares son los lugares de fo rmación de estrellas ¿cuales son las condiciones para que ocurra el colapso ?. La te mperatura de la nube debe ser pequeña para que los átomos y moléculas que constit uyen estas nubes, se muevan lentamente y permitan a las partes más densas de la nube contraerse bajo la acción de su propia gravedad (peso) formando unos coágulos o fragmentos más pequeños que darán lugar a las nuevas estrellas.

Figura 3-1-1: Fotografía de la Nebulosa de Orión donde tiene lugar la formación de estrellas.

La primera fase en el proceso de formación de una e strella es una gran nube interestelar de decenas de parsecs (1014 - 1015 km) de diámetro, con una temperatura de 10 a 100 K y una masa de miles de veces la masa del Sol en forma de gas atómico y molecular (Figura 3-1-1). Esta nube se hace inestable y eventualmente se fragmenta en nubes más pequeñas. El colapso inicial ocurre porque partes d e la nube se hacen inestables gravitacionalmente, quizás ayudadas por factores ex ternos como pueden ser ondas de presión producidas por estrellas de tipo O y B cerc anas o explosiones de supernovas. Una vez que se inicia el colapso, la teoría sugiere , que una consecuencia natural es la fragmentación en nubes más pequeñas mientras contin úen las inestabilidades gravitacionales en el gas. Una nube típica puede ro mperse en diez, cien y hasta miles de fragmentos cada uno de los cuales sigue el comporta miento de la nube parental y continua contrayéndose cada vez más rápido. Este pr oceso dura unos pocos millones de años.

De esta forma, una nube interestelar puede producir muchas estrellas al mismo tiempo, incluso un cúmulo con cientos de estrellas cada una de ellas comparable o más pequeña que el Sol. Hay poca evidencia de que las estrellas nazcan aisladas, la mayoría se originan como miembros de sistemas múltiples o de c úmulos.

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Un fragmento destinado a formar una estrella simila r al Sol contiene entre 1 y 2 masas solares, con un tamaño de unas 100 veces el tamaño del sistema solar. Aunque ha disminuido substancialmente su tamaño por la contra cción, la temperatura no es muy diferente de la que tenia la nube parental. Esto es debido a que el gas emite constantemente grandes cantidades de energía al ext erior. La materia de los fragmentos es tan transparente que los fotones creados dentro escapan fácilmente sin ser absorbidos de nuevo por la nube. Así toda la energí a cedida en el colapso escapa y no produce un aumento de la temperatura. El gas en est a fase se encuentra a unos 100 K.

Como los fragmentos continúan contrayéndose, eventu almente se hacen más densos y la radiación empieza a no poder escapar fácilmente. La radiación atrapada hace que la temperatura suba, y aumente la presión y la fragmen tación cesa. Varias decenas de miles de años después de que empezó a contraerse, u n fragmento típico tiene la forma de una esfera gaseosa con un diámetro aproximadamen te como él de nuestro sistema solar. La región más interior del fragmento se ha h echo opaca a su propia radiación y ha empezado a calentarse, la temperatura central alcan za los 10 000 K. Sin embargo la temperatura en la periferia del fragmento no ha aum entado mucho, ya que la densidad aumenta mucho más rápidamente en el núcleo de los f ragmentos que en la periferia.

Protoestrella .-La región central opaca y densa se conoce como una protoestrella, su masa aumenta conforma más materia cae de la zona ex terior y su radio continua disminuyendo porque su presión no es suficiente par a soportar el empuje de la gravedad. Ahora se puede distinguir una superficie en la protoestrella, su fotosfera. Conforme evoluciona la protoestrella va disminuyend o de tamaño, aumentando su densidad y su temperatura en el centro y en la foto sfera. Ahora las propiedades físicas de la protoestrella pueden representarse en el diagrama H-R . Conociendo el radio y la temperatura superficial de la protoestrella se pued e calcular su luminosidad . Esta puede ser del orden de varios miles de veces la luminosid ad solar, porque aunque su temperatura superficial sea pequeña, del orden de l a mitad de la solar, su tamaño es mucho mayor, unas cien veces el solar. Como todavía no han empezado las reacciones nucleares, esta luminosidad se debe a la energía gr avitacional cedida en la contracción

Figura 3-1-2: La traza de Hayashi corresponde a la disminución de luminosidad numearada de 4 a 6. En 7 la protoestrella llega a la secuencia principal y es ya una estrella.

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La protoestrella aparecerá en el diagrama H-R por l a derecha (por el lado rojo o frío), como continua contrayéndose se mueve en este diagra ma hacia abajo (hacia luminosidades menores) y ligeramente hacia la izqui erda (hacia temperaturas mayores). Este camino recorrido en el diagrama H-R (traza evo lutiva) se denomina la traza de Hayashi (Figura 3-1-2). Las protoestrellas en esta fase mu estran una violenta actividad superficial, por ejemplo, intensos vientos protoest elares mucho más densos que el viento solar . Las estrellas T Tauri se encuentran en esta fase y son su evidencia observacional, realmente son protoestrellas en la t raza de Hayashi a pesar de llamarlas estrellas.

Al final de la traza de Hayashi la protoestrella ti ene aproximadamente 1 masa solar, un radio de unos 1 000 000 km y la contracción ha aume ntado la temperatura hasta 10 7 K, suficiente para iniciar las reacciones nucleares. E n el centro de la estrella los núcleos de hidrógeno empiezan a fusionarse para dar núcleos de helio, y una estrella ha nacido. Durante aproximadamente los 30 millones de años sig uientes la estrella se contrae un poco más aumentando su densidad central y su temper atura alcanza los 15 millones de grados mientras que en la superficie es de unos 6 0 00 K. Finalmente la estrella alcanza la secuencia principal en la posición en que se encuen tra el Sol. La presión ahora equilibra a la gravedad y la energía nuclear generada en el n úcleo es la emitida por la superficie de la estrella.

Toda la fase evolutiva anterior a la secuencia prin cipal, que se acaba de describir, tiene una duración de 40 a 50 millones de años, que aunqu e es mucho tiempo es menos del 1% de la vida del Sol en la secuencia principal que dura del orden de10 mil millones de años.

Figura 3-1-3: Trazas evolutivas presecuencia principal para estrellas con diferentes masas. La línea de trazos muestra el estado evolutivo alcanzado después del número de años transcurridos.

Los fragmentos más masivos dentro de la nube intere stelar tienden a producir protoestrellas más masivas y en consecuencia estrel las más masivas. El comportamiento de estos fragmentos masivos es simil ar al descrito anteriormente pero

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las densidades, radios y temperaturas alcanzados so n diferentes, así como la traza evolutiva seguida, que en algunos casos difiere con siderablemente. En la Figura 3-1-3 se dan las trazas evolutivas presecuencia principal pa ra objetos de diferentes masas.

Los fragmentos de la nube que formaran estrellas ma sivas se acercan a la secuencia principal a lo largo de trazas más altas en el diag rama H-R, es decir con luminosidades y temperaturas mayores.

El tiempo requerido para que una nube interestelar llegue ser una estrella de la secuencia principal depende de la masa. Los grandes fragmentos de nube se contraen en estrellas en sólo un millón de años. El caso opu esto son los objetos con masa menor que el Sol, aquellos fragmentos de nube que darán l ugar a las estrellas poco masivas que son más pequeñas y más frías que el Sol. Una es trella típica de tipo espectral M tarda mil millones de años en su fase presecuencia principal, unas 20 veces más que el Sol.

Secuencia principal de edad cero

La secuencia principal del diagrama H-R, donde las propiedades estelares adquieren valores estables y se producen fusiones nucleares d urante un extenso periodo de tiempo, recibe el nombre de secuencia principal de edad cero. Es importante señalar que la secuencia principal no es una traza evolutiva, l as estrellas no evolucionan a lo largo de ella. Es una parada en el diagrama H-R donde las estrellas pasan la mayor parte de su vida, las poco masivas en la parte baja y las muy m asivas en la parte alta.

Sí las nubes de gas interestelar estuviesen compues tas por los mismos elementos químicos y en la misma cantidad, la masa sería el ú nico factor que determinase la posición de una estrella en el diagrama H-R al nace r, y la secuencia principal de edad cero sería una línea bien definida en lugar de una banda ancha. Sin embargo, la composición química de las estrellas afecta a su es tructura (debido a cambios en la opacidad de las capas más exteriores) y esto influye en los valores de la luminosidad y temperatura en la secuencia principal.

La composición química de las estrellas viene dada por su abundancia de hidrógeno, helio y metales (en Astrofísica consideramos metales a todos los elementos más pesados que el helio). La abundancia de los metales aumenta en las sucesivas generaciones estelares ya que conforme las estrella s evolucionan y envejecen, como veremos más adelante, pierden parte de su masa que contiene los elementos químicos que ella misma ha creado, por reacciones nucleares, y la ceden al medio interestelar que así se enriquece en metales, las nuevas generacione s de estrellas, nacidas en este medio más rico, contienen una abundancia mayor de e lementos pesados.

Las estrella con elementos más pesados tienden a se r más frías y ligeramente menos luminosas que las estrellas que tienen la misma mas a pero pocos elementos pesados (deficientes en metales). Como resultado de estas d iferencias en composición entre las estrellas, la secuencia principal de edad cero es u na banda ancha en lugar de una línea estrecha.

Algunos fragmentos de nube son demasiado pequeños p ara llegar a ser estrellas, el planeta gigante Júpiter es un ejemplo de ello. Júpiter se contrajo bajo la acción de la gravedad y la energía producida todavía es detectab le, pero su masa no fue suficiente para que la gravedad la calentase hasta la temperat ura necesaria para la fusión nuclear. Se estabilizó por el calor generado y la rotación a ntes de empezar a fusionar el hidrógeno. Júpiter nunca evolucionó más allá del es tado de protoestrella . Sí Júpiter, o cualquier otro de los planetas jovianos, hubiese co ntinuado acumulando gas de la nebulosa solar hubiese podido llegar a estrella.

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Los fragmentos de gas interestelar poco masivos car ecen de la masa necesaria para iniciar las reacciones nucleares, continuaran enfri ándose y haciéndose compactos y oscuros. La masa mínima necesaria para generar las temperaturas de fusión nuclear es alrededor de 0.08 masas solares. Un gran número de objetos similares a Júpiter deben estar repartidos en el Universo, objetos pequeños, débiles y fríos muy difíciles de observar, reciben el nombre de "enanas marrones". P ueden ser planetas asociados a estrellas o fragmentos de nubes interestelares alej ados de cualquier estrella.

1.2. Evolución para estrellas poco masivas

• Gigantes rojas • El Flash de Helio

La secuencia principal del diagrama H-R es el estad o evolutivo (en él que pasa la mayor parte de su vida una estrella) que dura más tiempo en la vida de una estrella. Una vez que una estrella abandona la secuencia principal su s días están contados, es el principio del fin de cualquier estrella.

El Sol, por ejemplo, ha permanecido en la secuencia principal durante 4 500 millones de años y todavía le quedan otros 4 500 millones de añ os. Las estrellas enanas de tipo espectral M queman su combustible tan lentamente que ninguna de ellas ha abandonado todavía la secuencia principal, algunas de ellas pe rmanecen durante billones de años. Las estrellas más masivas de tipos espectrales O y B evolucionan fuera de la secuencia principal en sólo unos pocos millones de años.

Los estados finales de la evolución estelar depende n críticamente de la masa de la estrella, las estrellas poco masivas mueren tranqui lamente mientras que las más masivas lo hacen de una forma catastrófica. Por ell o vamos a dividir la evolución en dos partes: estrellas poco masivas y estrellas masivas, estas últimas serán aquellas que tengan 8 o más masas solares. Empezaremos por consi derar la evolución de una estrella como el Sol.

Como se dijo en el capitulo anterior, la gravedad s iempre está presente cuando existe materia y un objeto astronómico sólo deja de colaps arse bajo su propio peso cuando lo contrarresta otro fenómeno. En el caso de las estre llas la presión del gas debida a la alta temperatura del centro es capaz de contrarrestar a la gravedad. Pero más pronto o más tarde la gravedad terminará por ganar.

En la secuencia principal la estrella permanece en equilibrio, la gravedad se equilibra con la presión del gas y su combustible, hidrógeno, se fusiona en helio (más tarde veremos las reacciones nucleares que ocurren en est a fusión del hidrógeno). El contenido de helio va aumentando en el centro de la estrella donde las temperaturas son más altas y la fusión es más rápida y conforme va p asando el tiempo ocurren cambios de poca importancia, la estrella se hace un poco má s brillante y se calienta ligeramente en su superficie. Como resultado, se mueve lentamen te hacia arriba y hacia la izquierda respecto a su posición original en el diagrama H-R. El Sol cuando nació hace unos 4 500 millones de años, era ligeramente más pequeño y frí o.

Las fases fascinantes de la evolución estelar comie nzan cuando la abundancia de hidrógeno en el núcleo disminuye en aproximadamente el 1%, es decir, el hidrógeno se ha agotado en el centro y la fusión se desplaza a c apas más exteriores del núcleo. En el centro un núcleo de helio inerte empieza a crecer, mientras la fusión del hidrógeno continua fusionándose en las capas más exteriores d el núcleo, la falta de fusión nuclear en el centro conduce a una situación inestable. La presión del gas se debilita pero la fuerza de la gravedad no. La temperatura del centro es del orden de 10 7 K que no es suficiente para producir la fusión del helio y gene rar energía, en consecuencia, otra vez se hacen dominantes las fuerzas gravitacionales pro duciendo la contracción del núcleo de la estrella. Curiosamente la luminosidad no disminuye ya que la energía gravitacional

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cedida en la contracción se utiliza en aumentar la temperatura del núcleo de forma que el hidrógeno, que queda en una envoltura alrededor del núcleo de helio, se fusiona más rápidamente que antes. Esta fase se conoce como capa fuente de fusión de hidrógeno , esta capa genera ahora mucha energía la presión gas eosa aumenta forzando a las capas intermedias y sobre todo a las más exteriores a exp andirse. Al aumentar de tamaño la estrella disminuye su temperatura superficial hacié ndose más roja, la estrella se ha transformado en una gigante roja. El tiempo transcu rrido desde la secuencia principal hasta las primeras fases de gigante roja es de unos 100 millones de años.

Figura 3-1-4:Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a la región de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produce el giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en el núcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash de helio.

En la Figura 3-1-4 podemos ver los cambios en el diagrama H-R , la traza evolutiva seguida por la estrella desde que abandona la secue ncia principal y pasa por la región de las subgigantes para llegar a gigante roja.

En el Sol durante los próximos 4 500 millones de añ os, mientras consume el hidrógeno que le queda en el centro, los cambios se acelerará n. Al final del periodo el Sol será un 25% más grande y dos veces más brillante que lo fue al nacer. Entonces ya no habrá vida en la Tierra, el disco aparente del Sol llegar á hasta la órbita de Venus y la temperatura en la superficie terrestre será la de f usión del plomo. En contraste su núcleo de helio será sorprendentemente pequeño, dos veces más grande que la Tierra.

Gigantes rojas

La contracción del núcleo y la expansión de las cap as exteriores no continua indefinidamente y al cabo de unos pocos de cientos de millones de años, para una

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estrella como el Sol, el helio empieza a fusionarse en el núcleo. La temperatura ha alcanzado los cien millones de grados (10 8 K) y los núcleos de helio pueden fusionarse para dar núcleos de carbono, otro periodo de fusion es nucleares en el centro de la estrella se ha iniciado. Los núcleos de helio recib en tradicionalmente el nombre de partículas alfa, y como en esta reacción de fusión se necesitan tres núcleos de helio para formar uno de carbono, la reacción se denomina el p roceso triple alfa.

Figura 3-1-5. Trazas evolutivas para estrellas poco masivas, después de ascender por la rama gigante asintótica se desplaza hacia la izquierda apareciendo como una Nebulosa planetaria y después se convertirá en una enana blanca.

Cuando han consumido el helio en su núcleo, empieza a fusionarse en una capa alrededor del carbono inerte. El núcleo de la estre lla de nuevo se contrae y por segunda vez sus capas exteriores se expanden, se hace más b rillante y asciende, en el diagrama H-R, por la llamada rama gigante asintótica que es paralela a la rama gigante original. Estas estrellas con dos capas fuentes de energía (u na de hidrógeno y otra de helio) se mueven, pues, hacia arriba y hacia la derecha en el diagrama y sus superficies son muy frías, tipo espectral M8, pero los objetos muy luminosos debido a su gra n tamaño ( Figura 3-1-5).

El Flash de Helio

Para las estrellas muy poco masivas (3 o menos masa s solares) hay una complicación en el inicio del proceso de fusión del helio. El nú cleo de estas estrellas alcanza densidades muy grandes y el gas constituyente alcan za un nuevo estado, se dice que el gas se degenera, cuyas propiedades se rigen por las leyes de la mecánica cuántica. Hemos dicho que en el centro de las estrellas hay n úcleos de hidrógeno (protones), núcleos de helio (partículas alfa) que son los que participan en las reacciones nucleares generando energía y constituyen casi toda la masa d e la estrella. Sin embargo, las estrellas tienen otro constituyente importante una gran cantidad de electrones que han sido arrancados de los átomos debido a la alta temp eratura del interior estelar. Estos electrones juegan un papel importante en ciertas fa ses evolutivas.

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El principio de exclusión de Pauli (W. Pauli fue uno de los padres de la Física cuánt ica) prohibe que los electrones se encuentren demasiado juntos en el núcleo, es como si cada electrón defendiese su territorio de los otros electrones ejerciendo una repulsión entre ellos que da lugar a una presión, esto ocurre a grandes densidades y se dice que los electrones se degeneran y la presión asociada s e llama presión de un gas degenerado de electrones y no tienen nada que ver c on la presión térmica de un gas debida a la temperatura de la estrella.

En una estrella normal, el aumento de temperatura p roducido por el inicio de la fusión del helio conduce a un aumento de la presión térmic a del gas, que le hace expandirse y enfriarse reduciendo el número de reacciones nuclea res y restableciendo el equilibrio, se dice que es una reacción en régimen controlado. En estrellas muy poco masivas, el gas se encuentra en estado degenerado y la presión de degeneración es independiente de la temperatura sólo depende de la densidad, cuan do se inicia la fusión de helio y aumenta la temperatura no hay el correspondiente au mento de presión, el gas no se expande ni se enfría y el núcleo no se estabiliza. La presión de degeneración permanece más o menos igual mientras que el número de reaccio nes nucleares aumenta y la temperatura aumenta tan rápidamente que da lugar a una explosión llamada el flash de helio . La reacción se produce en régimen explosivo, por un periodo de unas pocas horas la fusión del helio es como una bomba incontrolada. A pesar de su brevedad este periodo de fusión incontrolada cede una cantidad de energía suficiente para expandir el núcleo, disminuyendo su densidad y en consecuencia desaparece la degeneración del gas de electrones. Este ajuste del núcleo detiene e l colapso gravitacional, volviendo a su estado de equilibrio. Ahora, otra vez, la fuerza gr avitacional esta equilibrada por la presión térmica del gas, el núcleo es estable y la fusión del helio en carbono está controlada.

Cuando se produce el flash de helio termina la asce nsión de la estrella en la rama gigante del diagrama H-R. Después de la explosión c on el reajuste de la estrella, la luminosidad disminuye y aumenta la temperatura, la traza evolutiva se desplaza hacia abajo y a la izquierda (Figura 8.5). Esta reajuste dura unos 100 000 años. Ahora la traza evolutiva se encuentra en la llamada rama horizontal del diagrama H-R , el helio se fusiona en el núcleo y en una capa que rodea a este se fusiona el hidrógeno. Durante esta fase de gigante roja se producen intensos vien tos estelares que eyectan grandes cantidades de materia al exterior, puede llegar a p erder del 20 al 30 % de la masa original. Así las estrellas más masivas tienen temp eratura superficiales más pequeñas en esta fase, pero todas tienen la misma luminosida d después del flash de helio, por lo que se sitúan en una rama horizontal del diagrama H -R con las más masivas a la derecha y la menos masivas a la izquierda.

Conforme el helio se quema sus cenizas producen un núcleo de carbono y de nuevo va a ocurrir lo mismo que en el proceso anterior de fusi ón del hidrógeno cuyas cenizas producían un núcleo de helio. Cuando el helio se co nsume en el centro, aquí cesa la fusión y el núcleo de carbono inerte empieza a cont raerse y a calentarse, mientras que en la capa que rodea al núcleo de carbono el helio se fusiona más de prisa, así como el hidrógeno en una capa más exterior que rodea a la c apa de helio. La estrella contiene ahora un núcleo de carbono que se contrae, rodeado por una capa fuente de fusión de helio, que está a su vez rodeada por una capa de fu sión de hidrógeno. La envoltura más exterior, donde no se producen reacciones nucleares , se expande haciendo que la estrella sea por segunda vez una gigante roja. El s egundo ascenso por la rama de gigante roja se conoce como la rama gigante asintótica . La energía producida por las reacciones nucleares es ahora mayor que en la fase de gigante y el radio y la luminosidad aumentan a valores mayores que en el pr imer ascenso, la estrella se hace una supergigante roja.

1.3. Evolución para estrellas masivas

Las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas. Su combustible se consume antes y permanecen menos tie mpo en la secuencia principal,

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una estrella de 5 masas solares, tipo espectral B, permanece sólo unos pocos cientos de millones de años y una estrella de 10 masas solares , tipo espectral O, permanecerá sólo unos 20 millones de años. Esta evolución más rápida , para las estrellas masivas, continua después de la fase de secuencia principal.

Los primeros estados al abandonar la secuencia prin cipal hacia la región de las gigantes rojas son cualitativamente iguales a los de las est rellas menos masivas. Una estrella masiva deja la secuencia principal con una estructu ra interna similar a la de una estrella poco masiva: un núcleo de helio inerte que se contr ae, rodeado de una capa de fusión de hidrógeno. Cuando la estrella masiva alcanza la tem peratura para fusionar el helio, la densidad es baja y el núcleo no se degenera. Como r esultado la fusión no es explosiva sino en régimen controlado, no hay flash de helio. La gigante roja permanece en la zona de las gigantes roja mientras fusiona el helio en c arbono.

Figura 3-1-4: Trazas evolutivas posteriores a la secuencia prinicipal, corresponden a la región de las subgigantes y gigantes rojas. Para las estrellas masivas donde se produce el giro hacia la izquierda y hacia abajo es cuando se inicia la fusión del helio en el núcleo. Para las estrellas menos masivas el asterisco indica donde ocurre el flash de helio.

La Figura 3-1-4 muestra las trazas evolutivas, para estrellas de diferentes masas, desde que abandonan la secuencia principal hasta que lleg an a la región de las gigantes rojas. Mientras que las estrellas poco masivas ascienden l a rama gigante roja en una traza casi vertical, las estrellas masivas se mueven casi hori zontalmente en el diagrama H-R , sus luminosidades permanecen casi constantes mientras q ue sus radios aumentan y sus temperaturas disminuyen.

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1.4. Observación de la evolución estelar en los cúm ulos estelares

Los cúmulo estelares nos suministran un magnifico t est para la teoría de la evolución estelar, ya que en un cúmulo estelar todas las estr ellas han nacido al mismo tiempo y tienen la misma composición química, al haberse ori ginado de la misma nebulosa interestelar y por ello permanecen ligadas gravitac ionalmente y con un movimiento común, él de la nube parental. El diagrama H-R de un cúmulo muestra estrellas de la misma edad pero en diferentes fases evolutivas, deb ido a la distinta masa de las estrellas componentes del cúmulo. Comparando los di agramas H-R de diferentes cúmulos, con distintas edades, podemos comprobar lo s efectos de la edad en la evolución estelar.

coincidir las secuencias principales. Los cúmulos m as jóvenes, como el NGC 2362, sólo tienen secuencia principal; conforme las estrellas envejecen abandonan la secuencia principal por la parte más alta ya que son las estr ellas más masivas y luminosas las primeras que evolucionan y el cúmulo desarrolla est rellas supergigantes brillantes, como por ejemplo h+ χχχχ Perseo. Para cúmulos más viejos la secuencia princ ipal se hace cada vez más corta ya que todas las estrellas masiv as se han transformado en supergigantes o gigantes rojas. La edad del cúmulo se calcula por la posición del punto de giro que es aquel en que las estrellas más brillantes ab andonan la secuencia principal y el cúmulo tendrá la edad que tengan estas estrell as, es decir, el tiempo que han permanecido en la secuencia principal

Conforme las estrellas evolucionan hacia la derecha en el diagrama, pasan a través de zonas donde se encuentran las estrellas variables p ulsantes, como son las Cefeidas , lo

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que indica que en esas zonas las estrellas pueden o scilar y transformarse en variables, se conoce con el nombre de región de inestabilidad del diagrama H-R .

Por debajo de 3 masas solares, una estrella se esta biliza moviéndose hacia abajo y hacia atrás (a la izquierda) a lo largo de la traza de gi gante roja que había recorrido previamente, mientras fusiona el helio en su núcleo , y se para en un punto que depende de su masa. En los cúmulos globulares que son todo s viejos, las estrellas gigantes tienen todas masas iniciales inferiores a la del So l y crea en sus diagramas H-R la llamada rama horizontal que es donde se encuentran las estrellas cuando se está agotando el helio en sus núcleos.

1.5. La muerte de estrellas poco masivas

• Nebulosas planetarias • Enanas Blancas • Límite de Chandrasekhar

Tenemos nuestra estrella supergigante con un núcleo de carbono inerte en contracción rodeado de dos capas fuentes la más próxima de fusi ón de helio y la mas alejada de fusión de hidrógeno. La contracción no aumenta la t emperatura lo suficiente para fusionar el carbono y podemos decir que el núcleo " muere", es decir no se producen más reacciones nucleares. Pero la densidad aumenta mucho y ya no puede comprimirse más, los electrones se degeneran otra vez y la pres ión ejercida por ellos detiene la contracción y la temperatura deja de subir. Las cap as fuentes, exteriores al núcleo, siguen fusionando helio e hidrógeno y la energía pr oducida expande las capas más exteriores de la estrella.

Ahora se inician inestabilidades que se desarrollan en la capa fuente de fusión del He que se deben a su pequeño espesor, cuando la fusión del He se inicia por el aumento de temperatura, la presión no aumenta suficiente para expandir las capas exteriores y la reacción es en régimen explosivo, flash de capa fue nte de He. Durante este periodo también ocurren reacciones nucleares en la capa fue nte de H. Estas pulsaciones térmicas o flash de He de la capa fuente hace que l as capas más exteriores de la estrella se pueden separar completamente del núcleo inerte d e carbono. Conforme la materia eyectada se expande en el espacio se enfría y se co ndensa en granos de polvo. La presión de radiación del núcleo caliente actúa ayud ando a la eyección de las capas externas. Una estrella puede perder más de la mitad de su masa de ésta forma.

Figura 3-1-6: Nebulosa Planetaria. La temperatura superficial de la estrella central es de 70000 grados. La velocidad de expansión de las capas externas es de 19 km/s. Si esta velocidad ha sido constante durante la vida de la nebulosa, su edad debería ser del orden de 5500 años.

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Con el tiempo resulta un objeto inusual, constituid o por dos partes, en el centro un núcleo muy denso y caliente de carbono. Separado de l núcleo una capa esférica de materia fría y poco densa que es la envoltura eyect ada por la supergigante que tiene un volumen del tamaño de nuestro sistema solar, tal ob jeto recibe el nombre de Nebulosa planetaria (figura 3-1-6 )

Nebulosas Planetarias

Estas no tienen nada que ver con los planetas a pes ar de su nombre, este se debe a que cuando fueron descubiertas en el siglo pasado con l os pequeños telescopios se asemejaba su imagen a la de los planetas. Algunas t ienen forma esférica debida a la simetría con la que los gases fueron expulsados per o otras no, debido a que la expansión no es igual en todas las direcciones. Hay de 20 000 a 50 000 Nebulosas planetarias en nuestra Galaxia . Las observaciones espectroscópicas muestran línea s de emisión de hidrógeno, oxígeno, y nitrógeno ionizado s. Por los desplazamientos Doppler de las líneas podemos deducir la velocidad de expan sión del gas de 10 a 30 km s -1. Los radios típicos del orden de 0.3 pc, luego la expans ión empezó hace unos 10 000 años.

La vida de la Nebulosa planetaria es muy corta, se diría que pasa volando astronómicamente hablando, unos 50 000 años, despué s de los cuales se ha separado mucho de la estrella central y acaba diluyéndose en el medio interestelar . Se estima que todas las Nebulosas planetarias de la Galaxia contr ibuyen con una masa de 5 M

al

medio interestelar cada año, por tanto ellas juegan un importante papel en la evolución química de la Galaxia.

Cuando la fase de nebulosa planetaria termina podem os observar el núcleo de la supergigante roja que se ha contraído a un tamaño c omo él de la Tierra y constituido por un gas de electrones degenerados y que no tiene fue ntes de energía pero que emite luz debido a su temperatura. Esta estrella pequeña tien e una superficie caliente y de color blanco, recibe el nombre de enana blanca y represen ta la muerte de las estrellas poco masivas.

Las estrellas poco masivas mueren como enanas blanc as y las más masivas concluyen su vida de una forma espectacular mediante una giga ntesca explosión que se conoce como supernova, dando lugar a una estrella de neutrones o a un agujero negro dependiendo de la masa del núcleo que queda después de la explosión.

Enanas Blancas

El núcleo colapsado en el centro de la Nebulosa pla netaria tiene una temperatura del orden de 100 000K y una masa inferior a 1.4 masas s olares y evoluciona a enana blanca. Conforme se va enfriando, puesto que no hay reaccio nes nucleares ni contracción en el núcleo, se va desplazando en el diagrama H-R hacia abajo, camino de la zona de las enanas blancas.

Una enana blanca típica tiene una temperatura super ficial de casi 15 000 K, unas tres veces la del Sol, pero su brillo es menos del 1% del solar. Debido a su pequeño tam año, similar al de los planetas, la superficie emisora e s muy pequeña y su masa inferior a 1.4 masas solares, por consiguiente su densidad es muy alta, del orden de una tonelada por cm 3 (109 kg m -3) una cucharilla de café llena de materia de enana blanca pesaría unas 5 toneladas, tanto como un elefante.

Límite de Chandrasekhar

La masa máxima de una enana blanca es 1.4 M , es el llamado límite de

Chandrasekhar y es la cantidad máxima de masa que p uede soportar la presión de degeneración de los electrones.

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Una de las primeras enanas blancas descubiertas fue la compañera de Sirio, la estrella más brillante de nuestro cielo, llamada Sirio B, la enana blanca tiene una temperatura de unos 30 000K.

Conforme la estrella muerta se enfría las partícula s disminuyen su velocidad y ya no se mueven libremente sino que se ordenan en una red cr istalina. Podemos decir que la enana blanca es ahora sólida y los electrones se mu even libremente en la red cristalina, igual que los electrones normales se mueven en un c onductor. Así la materia de una enana blanca vieja tiene muchas propiedades similar es al cobre o a la plata. Además, como un diamante es carbono cristalizado, una enana blanca fría de carbono se parece a un inmenso diamante esférico.

Aunque se enfría su tamaño permanece constante ya q ue la presión de degeneración no depende de la temperatura sino de la densidad.

Sin embargo, la luminosidad disminuye al disminuir la temperatura superficial. Después de mil millones de años se hará una enana negra y s u temperatura será 0K. Esto le ocurrirá al Sol cuando finalice su fase de gigante roja, será un diamante esférico frío y oscuro del tamaño de la Tierra.

Cuestiones y problemas para autoevaluación Cuestiones

1. Cómo se calcula la edad de los cúmulos estelares .

2. Cuál es la fuente de energía de una estrella dur ante su fase de formación.

3. Qué es la traza de Hayashi.

4. Qué es una Nebulosa Planetaria.

5. ¿A qué se refiere el límite de masa de Chandrase khar ?.

6. ¿De qué parámetros depende la posición de una es trella en la secuencia principal ?.

7. ¿Por qué una enana blanca es estable frente al c olapso gravitacional ?.

8. ¿ Qué eventos que indican el final de la vida de una estrella en la secuencia principal ?.

9. ¿Qué es la rama horizontal y la rama gigante asi ntótica ?.

10. El cúmulo X tiene una fracción mayor de estrell as de la secuencia principal de tipo espectral B que el cúmulo Y. ¿Qué cúmulo es probabl emente más viejo ?.

Problemas

1. La llamada constante solar (flujo solar medido e n la Tierra) tiene un valor de 1390 W m -

2 . Algunas teorías suponen que hace 4 500 millones de años la temperatura del Sol era de 5 000 K y el radio 1.02 el radio actual. ¿Cuál e ra, entonces, el valor de la constante solar?. Suponer que la órbita de la Tierra no ha ca mbiado.

2. Suponiendo que una estrella permanece 10 10 años en la secuencia principal y fusiona el 10% de su hidrógeno. Sí cuando evolucione a giga nte roja su luminosidad aumentará en factor 100 ¿Cuánto tiempo puede permanecer en es ta fase de gigante roja, sí se supone que la energía se produce sólo por la fusión del hidrógeno restante?

109

Soluciones

1. Cómo se calcula la edad de los cúmulos estelares .

Por el diagrama HR.

2. Cuál es la fuente de energía de una estrella dur ante su fase de formación.

La contracción gravitacional.

3. Qué es la traza de Hayashi.

Es el camino que recorre la estrella en el diagrama HR hasta llegar a la secuencia principal.

5. ¿A qué se refiere el límite de masa de Chandrase khar ?.

Es la masa máxima que puede soportar una estrella e nana blanca.

Problemas

1. La llamada constante solar (flujo solar medido e n la Tierra) tiene un valor de 1390 W m -

2 . Algunas teorías suponen que hace 4 500 millones de años la temperatura del Sol era de 5 000 K y el radio 1.02 el radio actual. ¿Cuál e ra, entonces, el valor de la constante solar?. Suponer que la órbita de la Tierra no ha ca mbiado.

F

= 803 W m-2

Unidad didáctica 1: Una estrella llamada Sol

1.1. Introducción

Figura 4-1-1: Corte de la estructura del Sol, donde se dibujan todas las capas desde el núcleo hasta la corona.

110

Nuestro Sol es una estrella con una característica importante que está muy próxima a la Tierra, 300 000 veces más próxima que αααα Centauri que es la siguiente estrella más cercana. Mientras αααα Centauri está a una distancia de 4.3 años luz, el Sol está a sólo 8 minutos luz.

El Sol es una estrella típica y por los valores de su masa, tamaño, temperatura superficial y composición química la podríamos situ ar como una estrella media. Ya que existen estrellas mucho más masivas, grandes y cali entes que el Sol y también estrellas más pequeñas y frías. Pero a diferencia de las otra s estrellas el Sol, debido a su proximidad, permite estudiarle con mucho más detall e y resolución. El Sol no es una fuente puntual como las demás estrellas, se pude es tudiar su superficie con resolución espacial. Estudiando el Sol podemos aprender sobre la naturaleza de las estrellas en general.

El Sol, como las demás estrellas, es una esfera de gas que se mantiene unida por su propia gravedad y que emite luz por las reacciones nucleares que tienen lugar en su núcleo. En sus propiedades físicas y químicas el So l es muy similar a la mayoría de las estrellas.

El Sol tiene una superficie, pero no sólida ya que no contiene material sólido, que es lo que llamamos el disco solar y que podemos ver miran do al Sol con un filtro. Esta superficie recibe el nombre de fotosfera y esta es realmente la única capa del Sol que vemos directamente y la que emite la casi totalidad de la radiación solar. Encima de la fotosfera se encuentra la cromosfera y la capa más exterior y muy poco densa, recibe el nombre de corona. A grandes distancias la corona se transforma en el viento solar que escapa del Sol y penetra en el sistema solar (Figur a 4-1-1).

Debajo de la fotosfera está la zona convectiva, que se extiende hasta 200 000 km, en ella el gas solar está en constante movimiento. La regió n central del Sol, conocida como su núcleo, es donde tienen lugar las reacciones nuclea res que generan la energía emitida por el Sol. Entre el núcleo y la zona convectiva se encuentra la zona radiativa donde la energía se transporta por radiación (Figura 4-1-1).

En la superficie solar se desarrollan fenómenos tal es como las manchas solares , que son concentraciones del campo magnético, protuberancias , fulguraciones, etc. Estos fenómenos reciben el nombre de actividad solar y algunas de sus manifestaciones, como por ejemplo las manchas, siguen un ciclo de pe riodo 11 años que es parte de un ciclo más general de 22 años que afecta a toda la atmósfera solar.

El estudio del Sol es también importante ya que el Sol es nuestra fuente de calor y luz, la vida no sería posible en la Tierra sin la energía s uministrada por el Sol. Un pequeño cambio en el tamaño o en la temperatura superficial alteraría dramáticamente las condiciones en la Tierra, fundiendo los hielos pola res o produciendo otra edad de hielo.

1.2.Descripción física

El Sol es la esfera brillante de gas que se mueve a través del cielo todos los días, pero realmente sólo estamos viendo una capa del Sol, la zona interna a esta capa, denominada el interior solar, no es directamente ob servable; ni tampoco las capas más externas de la atmósfera solar que se extienden a través del espacio interp lanetario. La capa que vemos es la fotosfera , que simplemente significa la esfera de la que vie ne la luz (del griego photos, luz). Cuando decimos que el rad io del Sol es 700 000 km, realmente es el radio de la fotosfera, que es 110 veces él de la Tierra y su volumen es aproximadamente un millón de veces el terrestre. La masa del Sol es 2 x 10 30 kg, esto es, 332 946 veces superior a la terrestre, entonces la densidad media ( la masa divida por el volumen) es muy débil: 1.4 g cm -3 comparada con la terrestre 5.5 gr cm -3, y revela la gran abundancia de elementos ligeros como es típico en la mayoría de las estrellas.

111

Aproximadamente el 94 % de los átomos son hidrógeno , el 5.9 % son de helio y el resto, 0.1 %, es una mezcla de todos los elementos más pes ados.

El Sol no está inmóvil en el espacio, sino animado de una rotación alrededor de un eje que forma un ángulo de 7º 15' con la perpendicular a la eclíptica. Esta rotación es diferencial, más rápida en el ecuador (una vuelta c ada 25 días) que en los polos (34 días). El Sol no gira, pues, como lo haría un cuerpo sólid o sino como un fluido.

El Sol es una estrella normal de tipo espectral G2 enana y situada hacia la mitad de la secuencia principal del diagrama H-R . La radiación emitida por la fotosfera alcanza su máximo en la región visible del espectro y es por t anto una estrella amarilla.

Debajo de la fotosfera se encuentra el interior sol ar. Toda la energía solar se genera en el núcleo que, en su fase de vida actual, tiene un tam año aproximado del 10 % del radio solar.

En 1920 , Eddington demostró que la temperatura del centro del Sol era mucho más grande que lo que se había pensado y R. Atkinson su girió que en estas condiciones era posible que en el núcleo solar tuviesen lugar reacc iones nucleares, los núcleos de hidrógeno situados cerca del centro solar podrían f usionarse para producir núcleos de helio, en esta reacción una pequeña cantidad de mas a se transforma en una gran cantidad de energía.

La energía nuclear generada en el interior del Sol se transporta hacia la superficie, desde las regiones más calientes hacia las más frías. Los fotones generados en las reacciones nucleares en el centro, se mueven hacia la superfic ie de la estrella donde pueden escapar debido a la menor densidad de las capas ext ernas. La energía generada en el centro tarda, aproximadamente de cien mil a un mill ón de años, en alcanzar la superficie solar y finalmente escapa como luz solar.

La energía emitida por segundo por su superficie, l lamada luminosidad solar, es 3 x 10 26 W. Para producir esta luminosidad se deben converti r 6 x 10 11 kg de hidrógeno en helio cada segundo. El Sol contiene suficiente hidrógeno para continuar radiando, en la misma proporción que la actual, durante otros 4500 millones de años.

1.3.Fotosfera

Figura 4-1-2: Fotografía de la superficie solar mostrando la granulación solar. Los gránulos, con un tamaño aproximado de 1000 km, son células convectivas.

La fotosfera tiene aproximadamente 300 km de espeso r, y es en ella donde se origina la práctica totalidad de la radiación visible emitida por el Sol. Gracias a su proximidad se puede estudiar su superficie en detalle, aunque est e estudio se ve limitado por la turbulencia en la atmósfera terrestre, sobre todo, debido a que las observacio nes solares se realizan durante el día, cuando la atmósfera se calienta por la radiación solar y es más turbulenta que durante la noche. Para la observació n solar hay que elegir lugares de alta

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montaña donde la turbulencia sea mínima. Así se pue den observar con detalle características de la superficie solar tan pequeñas como 1 segundo de arco ( que corresponden a unos 700 km).

De esta forma se detecta la llamada granulación sol ar, la cual es una manifestación de la convección, que se origina en la capa situada debaj o de la fotosfera. Los gránulos, de unos 1 000 km de tamaño, están en movimiento por ef ecto de la convección y son el resultado de las corrientes convectivas que transpo rtan energía (Figura 4-1-2). El efecto es similar al que muestran los líquidos al hervir y el mismo modo de transporte de energía: la convección. Los otros dos modos de tran sporte energético que existen en Física son la conducción térmica: cuando se calient a, por ejemplo, una barra metálica por un extremo y el calor se transporta hasta el ot ro extremo de la barra. Finalmente el transporte por radiación o radiativo, ejemplo típic o el transporte de la energía solar a la Tierra.

Los gránulos fotosféricos son, pues, células convec tivas calientes que se elevan, depositan su energía enfriándose, y descienden por los espacios oscuros intergranulares, así transportan la energía de la l lamada zona convectiva , situada inmediatamente debajo de la fotosfera , a la base de ésta. La vida media de un gránulo es de unos diez minutos.

Figura 4-1-3: El espectro solar en la región visible con las lineas de absorción (oscuras).

Por cada 1 000 000 átomos de hidrógeno, H, hay: Elemento

Átomos

Helio, He 63 000 Oxígeno, O 690

Carbono, C 420

Nitrógeno, N 87

Silicio, Si 45

Magnesio, Mg 40

Neón, Ne Tabla 11.1. Abundancias solares 37 Hierro, Fe 32 Azufre, S 16 Aluminio, Al 3

Calcio, Ca 2 Sodio, Na 2 Níquel, Ni 2 Argón, Ar 1

El espectro de fotosfera solar (Figura 4-1-3), como ocurre en la mayoría de las estrellas, exhibe un continuo en el que se superponen líneas oscuras de absorció n. Al comparar el continuo y la distribución de energía con la de un cuerpo negro , deducimos su temperatura superficial o efectiva: 5780 K.

113

Las líneas de absorción, llamadas también de Fraunh ofer (en honor del investigador que fue el primero en estudiarlas), han sido identifica das y catalogadas. Corresponden en su mayoría a elementos químicos tales como el hierro, magnesio , aluminio, calcio, titanio, cromo, níquel y sodio. Se observan también líneas d e hidrógeno, sin embargo, no aparecen líneas de helio, el segundo elemento más a bundante del Universo, debido a que su temperatura de excitación es más alta que la fotosférica. A partir del análisis de las líneas espectrales se pueden derivar las abundancias químicas de la fotosfera solar (ver Tabla 11.1).

Un gas puede ser transparente, parcialmente transpa rente, u opaco. En un día claro podemos ver, a través del aire, a grandes distancia s pero sí el día es neblinoso vemos mucho menos. El aire se ha vuelto opaco, pero no co mpletamente opaco, sino parcialmente transparente. La opacidad es una medida de la transparencia de un gas por unidad de longitud. Sí la opacidad de un gas es muy grande no podemos ver muy lejos a través de él. Sin embargo, aún para un gas de baja opacidad (que se mide por centímetros) sí miramos a través de una gran cantid ad de gas, la opacidad se suma. Cuando el gas se hace completamente opaco decimos q ue la profundidad óptica es grande. Por otro lado cuando la profundidad óptica es pequeña el gas es parcialmente transparente.

Cuando observamos el Sol, vemos a través del gas so lar hasta que la profundidad óptica es muy grande y se hace opaco. Se define la base de la fotosfera como el nivel hasta el que podemos ver directamente en el centro del disco solar. Conforme observamos más lejos del centro del disco llega un momento en que el gas solar se hace transparente, el ángulo entre las direcciones de observación cuando el gas es opaco y cuando es transparente es muy pequeño del orden de 1 segundo de arco. No hay un salto entre que sea opaco y se vuelva transparente sino que la prof undidad óptica disminuye continuamente entre el centro y el borde pero como el ojo humano no puede resolver ángulos tan pequeños (menores que 1 minuto de arco) el cambio de completa opacidad a completa transparencia ocurre súbitamente y por e llo el borde solar (llamado también limbo) aparece completamente definido.

Cuando tomamos fotografías del Sol, encontramos que la intensidad de la luz varía desde el centro del disco hacia el limbo. Las regio nes cerca del borde son más oscuras que las regiones próximas al centro, este fenómeno recibe el nombre de oscurecimiento en el limbo. Este hecho observacional se interpreta como variaciones de la temperatura a través de las capas más exteriores del Sol.

Figura 4-1-4: Oscurecimiento hacia el borde. En el borde o limbo la fotosfera se hace opaca a un nivel más alto y por tanto emite menos que en el centro. Esto implica que en el borde la temperatura es más fría que en el centro del disco donde la radiación viene de capas más profundas, es decir, la temperatura de la fotosfera aumenta al disminuir el radio.

Cuando observamos en el centro del disco solar, est o es, en la dirección perpendicular, podemos ver hasta el nivel que hemos definido como la base de la fotosfera, a mayor profundidad el gas solar es opaco. La radiación rec ibida corresponde pues a este nivel

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que comparada con la del cuerpo negro corresponde u na temperatura de 5780 K. Cuando observamos en un punto distinto del centro d el disco, la dirección de observación ya no es perpendicular, conforme vamos hacia el limbo observamos casi tangencialmente al disco. El gas se hace opaco a un nivel situado por encima de la base de la fotosfera, a igual profundidad por ser una lí nea oblicua vemos un nivel más alto que al observar perpendicularmente (Figura 4-1-4). El gas solar cuando observamos cerca del limbo emite menos radiación que cerca del centro y comparando con un cuerpo negro le corresponde una temperatura inferio r. En consecuencia podemos deducir que la temperatura de la fotosfera aumenta al disminuir el radio, en Física se dice que existe un gradiente de temperatura negativ o. De hecho la temperatura disminuye desde la base de la fotosfera (5780 K) ha sta unos 500 km por encima donde su valor es de 4200 K, este límite corresponde a la parte más baja de la cromosfera . El grado de oscurecimiento del limbo depende del rango espectral de observación, es mayor en el azul y violeta. Sin embargo, al realiza r observaciones en rayos X se observa el efecto contrario. Hay un incremento del brillo desde el centro hasta el borde, esto es debido a que la radiación proviene de las capas atm osféricas situadas por encima de la fotosfera (cromosfera y corona), en las cuales la t emperatura aumenta con la altura (gradiente de temperatura positivo).

1.4.Cromosfera

La cromosfera es la capa de la atmósfera solar situada por encima de la fotosfera. Es muy tenue y de color rojizo cuando se hace visible, durante unos segundos, al principio y al final de un eclipse de Sol. Su aspecto no es h omogéneo, está compuesta de estructuras heterogéneas, llamadas espículas , que ascienden y descienden simulando el aspecto de una pradera en llamas. Las espículas se presentan como cilindros casi verticales de gas cromosférico, de unos 700 km de d iámetro y 7 000 km de altura, tienen una vida media de 5 a 15 minutos y puede haber medi o millón en la superficie del Sol en un momento dado.

La temperatura de la atmósfera disminuye hacia fuer a en la fotosfera, alcanza un valor mínimo (Figura 4-1-5) y después aumenta con la altu ra ya en la cromosfera y en la corona. Finalmente, vuelve a disminuir hacia el ext erior en el espacio interplanetario. Actualmente, se sitúa la base de la cromosfera en e l mínimo de temperatura (4200 K ), en tanto que el inicio de la corona se sitúa en el mil lón de grados. Entre esta última y la cromosfera se ubica una zona denominada región de transición caracterizada por un tamaño muy pequeño con un gran aumento de temperatu ra, su base sería el final de la cromosfera con 25 000 K y su frontera el principio de la corona con un millón de grados.

La cromosfera casi no emite radiación continua visi ble, pero puede observarse utilizando filtros que dejan pasar sólo la longitud de onda de líneas de absorción intensas como son la línea de hidrógeno H αααα (6563 Å), en la región roja del espectro, esta

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radiación corresponde a una altura de alrededor de 1500 km por encima de la base de la fotosfera . Los filtros usuales para las cámaras fotográficas , por ejemplo, dejan pasar una banda de radiación de más de 100 angstroms de anchu ra, mientras que los necesarios para observar la radiación del hidrógeno en H αααα deben dejar pasar del orden de medio angstrom, se denominan observaciones monocromáticas y se realizan con un espectroheliografo que lleva acoplado los filtros c orrespondientes.

Un descubrimiento importante realizado a partir del estudio de los espectroheliogramas es la existencia de una red de grandes células de m ateria llamada supergranulación. Estas células supergranulares con aspecto poligonal y de aproximadamente 30 000 km de diámetro, contienen cada una de ellas cientos de gránulos individuales. Se observa un movimiento horizontal del gas alejándose del cen tro de la célula hacia los bordes. Los bordes de la red de supergranulación, llamada l a red cromosférica, son visibles en la línea de hidrógeno H αααα y en las de calcio ionizado H (3968Å ) y K (3934 Å ).

Las capas más elevadas de la cromosfera, que radian predominantemente en el ultravioleta, han de observarse fuera de la atmósfe ra terrestre. Gracias a los instrumentos astronómicos embarcados en satélites a rtificiales se han podido identificar líneas espectrales emitidas por la cromosfera y reg ión de transición solares, y descubrir la existencia de estas zonas en otras estrellas.

La cromosfera es también visible cuando se producen eclipses. El espectro contiene líneas de emisión (brillantes) superpuestas a un espectro continuo . Se le conoce con el nombre de espectro relámpago, ya que sólo se observ a durante unos segundos, al comienzo y final del eclipse.

Por encima de la cromosfera la temperatura sube muy rápidamente en sólo unos pocos cientos de kilómetros, alcanzando el millón de grad os, esta zona recibe el nombre de región de transición que se puede observar a diferentes alturas en la r egión ultravioleta.

1.5.Corona

Durante los eclipses totales, cuando la fotosfera , primero, y luego la cromosfera quedan completamente ocultas, aparece un débil halo blanco alrededor del Sol, denominado corona. Es la región más externa de la atmósfera solar. Se encuentra a una temperatura superior al millón de grados y su forma muy irregul ar varía continuamente y es diferente en los sucesivos eclipses (Figura 4-1-6). La estruc tura de la corona se mantiene por el

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campo magnético del Sol. Su observación desde tierr a presenta muchas dificultades ya que, en el dominio de la radiación visible, la coro na emite poco una millonésima parte de la luz emitida por la fotosfera (como la Luna llena ). Las condiciones ideales para su estudio se presentan en los eclipses totales. Fuera de ellos, han de elegirse lugares de observación, como los de alta montaña, donde la dif usión por la atmósfera terrestre es más reducida. También es necesario minimizar la dif usión instrumental; para ello se utiliza el llamado coronógrafo , que simula un eclipse gracias a pantallas y diafr agmas que ocultan la luz del disco.

El espectro visible de la corona, cuando se observa durante los eclipses, muestra un continuo y superpuesto líneas de absorción y emisión. Es fácil separar el espectro de líneas de emisión, simplemente considerando todo lo que está por encima del nivel del continuo. Las líneas de emisión no corresponden a n ingún espectro de líneas conocido bien en los laboratorios terrestres o en otras estr ellas. A su identificación se dedicó un gran esfuerzo investigador en los campos de la astronomía solar y espectroscopía teórica y de laboratorio. Al final de los años trei nta se descubrió que estas líneas corónales correspondían a átomos muchas veces ioniz ados, confirmando así las predicciones sobre la alta temperatura de la corona . El grado de ionización del gas solar aumenta a medida que consideramos estructuras más e xternas. Así, la fotosfera y cromosfera contienen átomos neutros o una vez ioniz ados (por ejemplo CaI, CaII), y en la región de transición se identifican ya los doblemen te ionizados (SiIII). Pero en la corona encontramos iones que están trece veces ionizados ( por ejemplo, Fe XIV, que ha perdido 13 electrones de los 26 que posee en estado neutro) . Su temperatura debe ser, pues, superior al millón de grados, para que la energía s ea suficiente para arrancar tantos electrones de los átomos. A esta componente del esp ectro se le conoce como la corona E, ya que exhibe un espectro de líneas de emisión o riginado por los iones del gas coronal.

Hay otras dos componentes en el espectro coronal pe ro que no es luz emitida propiamente por la corona sino luz fotosférica refl ejada hacia la Tierra. Una es la luz difundida en nuestra dirección por los electrones d e la corona que da lugar a un espectro continuo sin líneas de absorción, recibe el nombre de compo nente K. La tercera componente está constituida por un continuo con líneas de absorción similar al espectro fotosférico y se denomina componente F, es debido a la difusión, en la dirección de observación, de la luz fotosférica por las partículas situadas entre la Tierra y el Sol (polvo interplanetario).

La observación de la corona fuera de la atmósfera t errestre tiene grandes ventajas, ya que suprime la difusión producida por ésta y permit e obtener información en el ultravioleta y rayos X, donde la corona presenta lí neas de emisión muy intensas. En

fuerza del campo magnético son abiertas, y aparecen como regiones oscuras llamadas agujeros coronales, situadas en los polos o latitud es medias. Observaciones recientes han establecido que son la fuente de chorros de alt a velocidad de viento solar y, posiblemente, el origen de éste. Los agujeros coron ales se mantienen durante varias rotaciones solares y constituyen una de las estruct uras solares con mayor vida media. Durante el periodo de observación del satélite Skylab , ocupaban el 20% de la superficie solar, de la que un 15%, correspondía a los polos. En la otra estructura el campo magnético es cerrado, y aparecen regiones brillante s en forma de bucles o lazos (Figura 4-1-7), que en algunos casos unen diferentes region es activas. Pueden alcanzar los 700 000 km de largo y tienen temperaturas de dos a tres millones de grados.

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1.6.Calentamiento de la cromosfera y corona

¿Cómo puede aumentar la temperatura en las capas má s exteriores del Sol, en ausencia de fuentes de energía? ¿Cómo la fría fotosfera pued e transportar calor a la corona? La corona es muy poco densa no contiene casi materia, la radiación fotosférica pasa a través de ella y no nota su existencia, no hay absorción de radiación fotosférica en la corona ni en la cromosfera que son transparentes para esta radiación.

Se piensa que la zona convectiva subfotosférica es la fuente de energía. En la zona convectiva el transporte de energía es mecánico por corrientes convectivas y es más importante que el transporte radiativo. Sabemos por la interpretación de las observaciones de la granulación que en esta zona ha y velocidades del orden de 1 a 2 km s-1 ( 5000 km h -1). Estas velocidades crean movimientos turbulentos que generan ondas acústicas las cuales interaccionan con el campo mag nético presente en el Sol, y generan ondas magnetohidrodinámicas, es decir, acoplan la o scilación de la materia a la oscilación del campo magnético. Cuando estas ondas penetran en zonas más altas y de baja densidad de la atmósfera solar, como la corona, se transforman en ondas de choque, que disipan rápidamente su energía convirti éndola en calor.

Como a bajas densidades y altas temperaturas la cap acidad de la materia solar para radiar es pequeña, la temperatura sigue subiendo ha sta que encuentra un nuevo modo de transportar la energía: la conductividad térmica debida a los electrones libres de la corona que llevan la energía hacia abajo (hacia la cromosfera) donde finalmente se radia al exterior y se alcanza un equilibrio entre el cal entamiento y la energía emitida.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones

1.- ¿Cuál es la fuente de energía de la luminosidad solar?

2. ¿Cuál es la capa más caliente de la atmósfera so lar ?

3. Si se observa el Sol con un filtro H αααα adaptado al telescopio: ¿en qué difiere su imagen de la observada sin filtro?

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4. ¿Qué implica el oscurecimiento hacia el borde de la fotosfera?

5. ¿Qué manifiesta la granulación fotosférica?

6. ¿Dónde se sitúa la zona convectiva del Sol ? ¿Po r qué recibe ese nombre?

7. ¿Cómo se puede calcular el tiempo que permanecer á el Sol en su estado actual a partir de su luminosidad?

8. ¿Qué son las espículas?

9. ¿Qué es la región de transición solar?

10. ¿Cómo se produce el calentamiento de la corona solar ?

Problemas

1. Sí todo el hidrógeno del Sol se convirtiese en h elio ¿Qué fracción de masa solar se perdería?. Utilizar los siguientes datos: m (He) = 4.004 uam, m(H) = 1.008 uam, 1uam = 1.66 x 10-24 g, M

= 2 x 1033 g.

2. La temperatura cinética del plasma en la Corona solar puede alcanzar 10 6 K. ¿Cuál será la velo cidad

me- = 9.1 x 10-31 kg; k = 1.38 x 10 -23 J K -1

Soluciones

Cuestiones

1. ¿Cuál es la fuente de energía de la luminosidad solar?

Las cadenas protón-protón

2. ¿Cuál es la capa más caliente de la atmósfera so lar?

La corona.

4. ¿Qué implica el oscurecimiento hacia el borde de la fotosfera?

Un gradiente negativo de temperatura.

Problemas

1. Sí todo el hidrógeno del Sol se convirtiese en h elio ¿Qué fracción de masa solar se perdería?. Utilizar los siguientes datos: m (He) = 4.004 uam, m(H) = 1.008 uam, 1uam = 1.66 x 10-24 g, M¤ = 2 x 1033 g.

Fracción de masa perdida =11 x 10 4 kg.

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Módulo V Unidad didáctica 1: Estrellas binarias

Órbitas absolutas respecto al centro de masas

1.1. Introducción

• Estrellas dobles • Binaria visual • Binaria espectroscópica

Figura 5-1-1: Órbita y espectro de una binaria espectroscópica. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros sus líneas espectrales se desplazan hacia las cortas longitudes de onda, hacia el azul. Por el contrario si la estrella se aleja las líneas se desplazan hacia las grandes longitudes de onda, hacia el rojo.

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Ya sabemos como calcular temperaturas, luminosidade s, distancias y en algunos casos tamaños de las estrellas. Para completar las propie dades físicas de las estrellas es necesario conocer sus masas. Sin embargo, no hay un a forma directa de medir las masas de una estrella aislada. Afortunadamente para los astrónomos casi la mitad de las estrellas visibles en el cielo no están aisladas si no que forman parte de sistemas múltiples de estrellas en los que dos o más estrell as orbitan una alrededor de la otra, es decir, están ligadas gravitacionalmente o físicamen te. Observando el movimiento orbital se puede obtener información sobre sus masas.

Estrellas dobles

Par de estrellas localizadas en la misma posición e n el cielo s. Hay que hacer observaciones de ellas durante mucho tiempo para de terminar si orbita una alrrededor de la otra. Si este fenómeno ocurre, deben de estar suficientemente proximas en el espacio para que la fuerza gravitacional entre ella s sea intensa y puede decirse entonces que son verdaderas estrellas binarias .

Binaria visual y astrométrica

Si las dos estrellas aparecen separadas orbitando u na alrededor de la otra, el par recibe el nombre de binaria visual, y el de binaria astrom étrica cuando sólo se observa una estrella cuyo movimiento propio varía, indicando as í la presencia de otra componente invisible.

Binaria espectroscópica

Recibe este nombre el sistema constituido por dos e strellas que estan muy próximas entre sí y no pueden separarse con el telescopio pero analizando el espectro vemos que hay duplicidad de las líneas espectrales. Es decir, una cierta característica espectral aparece simultáneamente en dos longitudes de onda d iferentes. Este hecho revela que la estrella aparentemente única tiene dos componentes que se están moviendo con diferente velocidad relativa al observador. Durante un período de tiempo se observa que la posición relativa de las líneas espectrales camb ia, implicando por efecto Doppler, que la velocidad de las estrellas varía. También puede ocurrir que el espectro, aparentemente de una sola estrella, incluya líneas de hidrógeno ( tipo A) y bandas de absorción de TiO (tipo M) muy intensas. Una única estrella no puede tener las propiedades físicas (temperatura) tan diferentes de esos dos tipos espe ctrales. Por consiguiente la estrella observada es en realidadun sistema binario.

El efecto Doppler es muy importante en Astrofísica y permite medir la componente de la velocidad en la dirección de observación (la visual ) que es la llamada velocidad radial (Figura 6.4 ). Sabemos que la frecuencia o la longi tud de onda de la luz (fotón) varía cuando la fuente emisora (estrella) se mueve aleján dose o acercándose, es decir, cuando hay un movimiento relativo entre la fuente y el obs ervador. Las líneas de absorción de los espectros estelares muestran desplazamientos en longitud de onda por efecto Doppler que pueden medirse y proporcionan la veloci dad radial. Cuando una estrella se mueve hacia nosotros sus líneas espectrales estan d esplazadas hacia las cortas longitudes de onda, hacia el azul. Por el contrario sí la estrella se aleja las líneas se desplazan hacia las grandes longitudes de onda, hac ia el rojo (Figura 5-1-1)). Sí λλλλ0 es la longitud de onda en reposo (de laboratorio) de una línea espectral y λλλλ es la longitud de onda de la misma línea en el espectro estelar, por efecto Doppler tenemos

(λλλλ - λλλλ0) / l0 = v r / c ; ∆∆∆∆λλλλ / λλλλ0 = v r / c

donde v r es la velocidad radial (positiva cuando se aleja e l objeto y negativa cuando se acerca) y c la velocidad de la luz.

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Las binarias espectroscópicas que acabamos de describir, esto e s, que muestran duplicidad de las lineas o dos espectros diferentes , pertenecen al tipo SB2. Con ello se busca distinguirlas del tipo SB1 que comprende los casos en los que una componente es mucho menos luminosa que otra y su espectro no p uede obvservarse. Identificamos sólo las líneas espectrales de la estrella más lumi nosa que muestran desplazamientos en el curso del tiempo hacia el rojo y hacia el azul, causados por el movimiento orbital. Representando v, frente al tiempo resulta la llamad a curva de velocidad radial.

Finalmente, hay una pequeña fracción de todos los s istemas binarios que están orientados de forma que periódicamente las dos estr ellas se ocultan una a la otra en la dirección de observación, dando lugar a eclipses en los que disminuye la magnitud aparente del sistema binario. Utilizando detectores adecuad os se pueden medir las variaciones de la magnitud. Representándolas frente al tiempo se obtiene la llamada curva de luz que permite obtener parámetros orbital es y propiedades físicas de las estrellas. Todas las binarias eclipsantes son tambi én binarias espectroscópicas.

1.2. Binarias bisuales

Figura 5-1-2: Binaria visual.

a) medida en un tiempo t de la separación angular r de las estrellas y del ángulo de posición q de la secundaria.

b) órbita aparente

Como indicamos en la introducción son aquellas binarias que tienen suficiente separación angular aparente para ser resueltas por un telescopio . Haciendo observaciones regulares se puede determinar su órbi ta, sus períodos orbitales van de unas pocas decenas de años a cientos de años. Para obtener la órbita se elige una estrella de referencia, normalmente la más brillant e de las dos, denominada estrellaprimaria (la más débil es la secundaria). S e observa en un instante t la separación angular ρρρρ de las estrellas y el ángulo de posición θθθθ de la secundaria, que esta definido por el polo norte celeste, la estrella primaria y l a secundaria (Figura 5-1-2), siendo positivo en la dirección que aumenta la ascensión r ecta.

La órbita elíptica obtenida a partir de las observa ciones recibe el nombre de órbita aparente. La órbita aparente es la proyección de la órbita relativa o verdadera sobre el plano del cielo. Como la órbita relativa es una eli pse (dada por las leyes de Kepler) la aparente también lo es aunque de diferente tamaño y forma. La órbita relativa resulta de considerar una estrella fija en el foco y la otra d escribiendo una elipse alrededor de ella (primera ley de Kepler). Así una vez obtenida obser vacionalmente la órbita aparente

122

debemos desproyectarla por métodos estándares y obt ener la órbita relativa para aplicar la tercera ley de Kepler y así obtener la masa. Las observaciones proporcionan inmediatamente el período, P, en años que será el m ismo en la órbita aparente y en la verdadera. También obtenemos el tamaño del semieje mayor, a , en segundos de arco y sí conocemos la distancia, podemos aplicar la terce ra ley de Kepler y deducirr la suma de las masas.

La tercera ley de Kepler dice: el producto del cuad rado del período por la masa total del sistema es proporcional al cubo del semieje

G / 4π2 P2 (M1 + M2 ) = A3

donde G es la constante de gravitación, P el períod o en años y A el semieje mayor en ua. Sí medimos las masas en masas solares M

,como es usual, esta expresión se simplifica

y queda de la forma siguiente:

P2 (M1 + M2 ) = A3

para demostrarlo sólo es necesario aplicar la terce ra ley a la Tierra y el Sol, donde P = 1 año, A = 1 UA, M 1 = M

y M2 = M⊕⊕⊕⊕ (Tierra) y la masa de la Tierra es despreciable fr ente a la

del Sol

G / 4π2 1 (M

+ M⊕ ) = 1

dividiendo la tercera ley por esta ecuación obtenem os la expresión simplificada anterior, siempre que las masas se midan en masas solares.

Aplicando esta ecuación, P 2 (M1 + M2 ) = A3 , obtenemos la suma de las masas pero como de las observaciones proporcionan el semieje en seg undos de arco, a, necesitamos la distancia para obtener el tamaño lineal

d (pc) = 1/p" siendo p la paralaje en segundos de arco,

A (UA) = a" / p" sustituyendo obtenemos

P2 (M1 + M2 ) = (a"/p") 3

Así calculamos la suma de las masas de las dos estr ellas. Sí queremos las masas individuales debemos hacer más observaciones. Es ne cesario obtener la órbita absoluta, es decir, la que recorre cada una de las dos estrel las alrededor del centro de masas del sistema. Para ello hay que conocer las posiciones d e ambas estrellas, observando su movimiento respecto a las estrellas muy lejanas del fondo, durante un largo período de tiempo.

123

El centro de masas del sistema o centro de gravedad recorre una trayectoria rectilínea, cuando se observa respecto a las débiles estrellas del fondo y las dos componentes del sistema siguen trayectorias curvas con una lenta os cilación alrededor del centro de masas (Figura 5-1-3).

Figura 5-1-4: Órbitas absolutas respecto al centro de masas. Órbita relativa (a trazos), suponiendo que la estrella de mayor masa permanece fija en el foco.

Con estas observaciones podemos determinar los semi ejes mayores de las órbitas absolutas en segundos de arco, a 1" y a 2", además, se verifica que el semieje de la órbita relativa a" es la suma de los semiejes de las órbit as absolutas a" = a 1" + a 2" (Figura 5-1-4) y por el teorema del centro de masas:

M1 a1" = M 2 a2" M 1 / M2 = a2" / a 1"

con esta ecuación y la tercera ley de Kepler: P 2 (M1 + M2 ) = (a"/p") 3

podemos obtener las masas individuales de cada estr ella.

Las masas típicas obtenidas de las binarias visuale s van de 0.1 a 20 M

.

1.3. Relación Masa-Luminosidad

Figura 5-1-5: Relación empirica masa-luminosidad.

124

A pesar de que no siempre es posible obtener las ma sas en un sistema binario, para aquellos que sí se conocen con exactitud, se buscan relaciones empíricas de éstas con otros parámetros físicos fácilmente medibles y así, poder deducir las masas para las restantes estrellas. Sí representamos las masas en función del brillo , observamos que la mayoría de las estrellas se sitúan en una banda est recha que da lugar a la relación masa-luminosidad , que muestra que cuanto más masiva es una estrella más luminosa será (Figura 5-1-5) que muestra que cuanto más masiva es una estrella mayor es su luminosidad. Es la relación masa-luminosidad. Para estrellas normales enanas o de la secuencia principal del diagrama H-R , la luminosidad es aproximadamente proporcional a la masa elevada a la potencia de aproximadamente 3.5.

L ∝∝∝∝ M3.5

Así una estrella que tenga una masa doble que otra su luminosidad será entre 8 (2 3 = 8) y 16 (24 = 16) veces más luminosa.

Una estrella enana (de la secuencia principal) de d iez masas solares es una estrella de tipo espectral B, sí sólo tiene dos masas solares será de tipo A. Naturalmente el Sol de tipo G tiene una masa solar y una de tipo K tiene m edia masa solar (ver Tabla 13.1). Como ya hemos visto, la masa de una estrella es un parámetro fundamental que fija su posición en la secuencia principal y su posterior e volución.

Tabla 13.1. Valores medios de las masas estelares.

Tipo espectral M/M

V III I

O 3 120

O 5 60 70

O 6 37 40

O 8 23 28

B 0 17.5 20 25

B 5 5.9 7 20

A 0 2.9 4 16

A 5 2.0 13

F 0 1.6 12

G 0 1.05 1 10

G 5 0.92 1.1 12

K 0 0.79 1.1 13

K 5 0.67 1.2 13

M 0 0.51 1.2 13

M 5 0.21 24

125

1.4. Binarias espectroscópicas

Son aquellas que están muy próximas entre sí para v erse separadas pero pueden detectarse por las variaciones periódicas de la vel ocidad radial, deducidas de los desplazamientos de las líneas de su espectro (Figur a 5-6-1). La representación de la velocidad radial frente al tiempo da lugar a la lla mada curva de velocidad radial.

126

Figura 5-1-6c Curvas de velocidad radial correspondientes a órbitas de distintos tipos.

La curva de velocidad radial puede dar idea de la f orma de la órbita. Para simplificar supongamos la órbita de una estrella alrededor del centro de masas y situada en un plano que contiene a la línea de observación. Consi deremos, como ejemplo, tres tipos de órbitas: a) circular; b) elíptica con el semieje ma yor perpendicular a la dirección de observación; c) elíptica con el semieje mayor en la dirección de observación. En la Figura 5-1-6c se representan lo tres casos, en las posiciones 1 y 3 el movimiento es perpendicular a la visual y la velocidad radial es cero. Para la órbita circular la curva de velocidad radial es simétrica, es una senusoide.

Para una órbita elíptica con el semieje perpendicul ar al observador, las leyes de Kepler predicen que, la velocidad será mayor en el periastro y en consecuencia tarda menos tiempo en recorrer esta parte de la órbita. La curv a de velocidad radial muestra un pico entre los puntos 1, 2 y 3, tarda más tiempo en reco rrer de 3 a 4 y volver a llegar a 1.

Para una órbita elíptica con su semieje mayor en la dirección de observación, la velocidad cambia rápidamente de negativa a positiva en el punto 1, cerca del periastro. El cambio de velocidad de positiva a negativa en el punto opuesto, 3, es mucho más lenta.

La velocidad radial observada, corregida del movimi ento de la Tierra, es decir, respecto al Sol, está compuesta de dos términos la velocidad radial del centro de masas que es constante, v cm , más la componente radial de la velocidad orbital , v0 ,

vr = vcm + v0

es evidente que v 0 es la velocidad de la estrella en su órbita absolu ta, no en la relativa o verdadera. La estrella describe una órbita cerrada, elíptica o circular, alrededor del centro de masas. Por tanto durante un periódo, la d istancia que se mueve en una

127

dirección es igual a la que recorre en la opuesta. Sí calculamos el área encerrada por una curva en un periódo, esto es intrgramos sobre un pe riódo, y la dividimos en dos partes iguales por una recta, esta línea indica el valor d e la velocidad del centro de masas, v cm .

En el caso de que ambas componentes del sistema con tribuyan al espectro observado, SB2, resultan dos curvas de velocidad radial , una para cada estrella. El análisis de la curva de velocidad permite obtener por los valores de su amplitud, a 1 sen i. Donde a 1 es el semieje de la órbita absoluta de la primaria e i la inclinación de la órbita, que es el ángulo que forma el plano de la órbita con el plano de referencia o del cielo que es perpendicular a la dirección de observación. Por ta nto a 1 sen i es la proyección del semieje en un el plano del cielo, perpendicular a l a dirección de observación. De la otra curva deducimos para la secundaria a 2 sen i. La relación entre las masas de las componentes será ahora M 1 a1 sen i = M 2 a2 sen i .

Sí suponemos las órbitas circulares y que se ven lo s dos espectros, la velocidad orbital para cada una de las estrellas será

v1 = 2π a1 / P v2 = 2π a2 / P

dividiendo una por otra

v1 / v2 = a1 / a2 = M2 / M1 de la ecuación por sen 3 i

a3 sen 3 i = (a1 sen i + a 2 sen i) 3 = P2 (M1 + M2 ) sen 3 i

ya que

a sen i = a1 sen i + a2 sen i

Con esta ecuación y con la relación de masas:

M1 / M2 = a1 sen i / a 2 sen i

podemos obtener (M 1 sen 3 i) y (M 2 sen 3 i) pero no las masas individuales.

Sí sólo se observa el espectro de una componente, l a más luminosa o primaria, SB1, la información que se obtiene es mucho menor, se deduc e la llamada función de masas. Suponemos que sólo conocemos (a 1 sen i)

(M1 + M2) P2 = (a1 + a2)

3 = a13 (1 + a2 / a1)

3 = a13 (1 + M1 / M2)

3

(M1 + M2) P2 = a1

3 (M2 + M1)3 / M2

3 multiplicamos los dos lados por sen 3 i

a13 sen 3 i / P2 = (M2 sen i) 3 /(M1 + M2)

2

Aplicando la tercera ley de Kepler y multiplicando los dos miembros que es la función de masas de una binaria espectroscópica y lo único que se puede deducir.

128

1.5. Binarias eclipsantes o fotométricas

Figura 5-1-7: Sistema binario eclipsante y su curva de luz.

La variación de la magnitud con el tiempo suministr a la llamada curva de luz de un sistema binario eclipsante, esta curva es periódica y los períodos suelen ser del orden de días indicando que las estrellas se encuentran b astante próximas. Las curvas de luz varían de un binaria a otra pero en general todas p resentan dos mínimos de la magnitud dentro de un período que sólo puede interpretarse c onsiderando un sistema de dos estrellas que orbitan una alrededor de la otra y pr esentan eclipses al observador, para lo cual la inclinación de la órbita debe ser próxima a 90o, es decir, el plano de la órbita contiene a la dirección de observación.

La forma básica de la curva de luz (Figura 5-1-7) p resenta dos mínimos planos que indican que el eclipse es total y fuera de los ecli pses el nivel permanece constante con la contribución de las dos estrellas. El mínimo más pr ofundo es el principal y el otro mínimo el secundario.

Estudiando las curvas de luz se pueden determinar c aracterísticas de las órbitas, ya que la forma de la curva de luz está determinada por lo s siguientes factores:

1) Forma de la órbita relativa. 2) El tamaño relati vo de las dos componentes del sistema. 3) La orientación del eje mayor de la órbita respec to a la dirección de observación. 4) La relación de luminosidades de las dos componentes. 5) Efectos de reflexión, n o esfericidad, oscurecimiento hacia el borde.

Vamos a ver estos efectos con algunos ejemplos. El caso más simple es aquel en que la órbita es circular y el plano de la órbita contiene la dirección de observación. Las dos estrellas son de igual luminosidad y tamaño, en est e caso, los mínimos principal y

129

secundario son idénticos y están igualmente espacia dos en el tiempo. El período es igual a dos veces el tiempo entre dos mínimos suces ivos. Como los mínimos se presentan en el eclipse total cuando una estrella o culta exactamente a la otra estos mínimos serán puntuales por ser las estrellas de ig ual tamaño (Figura 5-1-8).

Mínimos puntuales ⇒⇒⇒⇒ Estrellas de igual tamaño

Mínimo principal = Mínimo secundario ⇒⇒⇒⇒ Estrellas de igual luminosidad

En una órbita circular el mínimo secundario aparece en medio de dos mínimos principales.

Figura 5-1-9: Curva de luz correspondiente a una órbita circular con una estrella más luminosa y de mayor tamaño que la otra.

A continuación consideramos una órbita circular per o una estrella más caliente (más luminosa) y de mayor tamaño que la otra. El mínimo secundario estará en medio de dos mínimos principales, pero es menos profundo. Los mí nimos serán planos ya que el mínimo principal ocurre cuando la estrella pequeña y menos luminosa pasa delante de la más luminosa y grande, el eclipse no es total (anul ar) y llega luz de la estrella débil y de la parte no eclipsada de la brillante. Durante el m ínimo secundario el eclipse de la pequeña es total y sólo llega luz de la estrella br illante durante todo el tiempo que la otra está detrás, este mínimo también es plano (Figura 5 -1-9)

Figura 5-1-10: Curva de luz correpondiente a una órbita elíptica, con el semieje mayor perpendicular a la dirección de observación y las dos estrellas de igual tamaño.

Sí la órbita recorrida es una elipse con el eje may or perpendicular a la dirección de observación y las dos estrellas de igual tamaño, lo s eclipses serán puntuales de distinto tamaño o profundidad pero duran igual tiempo ( la v elocidad es la misma en 1 y 3), ver Figura 5-1-10

130

Sí la órbita es elíptica con el eje mayor en la dir ección de observación y las dos estrellas de igual tamaño el mínimo secundario queda en medio de los dos mínimos principales y los mínimos son puntuales, pero son de distinto tam año y duran distinto tiempo (Figura 5-1-11)

1.6. La curva de luz y los radios

La mejor información se obtiene de los sistemas bin arios eclipsantes que son a la vez sistemas espectroscópicos. Todas las binarias eclip santes son binarias espectroscópicas pero el inverso no es cierto, para ser eclipsante es necesario que la inclinación sea, i ≅≅≅≅ 90o . Midiendo la duración de los eclipses y conociend o las velocidades en la órbitas absolutas o la velocidad relativa de una respecto a otra, podemos obtener los radios de cada una de las estre llas. Sea t 1 el instante en e que se produce el primer contacto y t 2 el fin del eclipse, Sí el semieje mayor de la órbi ta es suficientemente grande comparado con los dos radios estelares y la órbita es casi circular, se puede condiderar de modo aproximado qu e el objeto más pequeño (B) se mueve perpendicularmente a la línea de observación durante el eclipse. En este intervalo de tiempo el espacio recorrido por B es simplemente

2 RA + 2 RB = v (t4 - t1)

donde v = v 2 + v1 es la velocidad relativa de las dos estrellas y v 2 y v 1 son las velocidades de la componente pequeña (B) y grande (A) respectiv amente. Análogamente, sí consideramos el tiempo transcurrido entre t 2 y t 3 se puede obtener el espacio recorrido por la estrella pequeña durante la totalidad del ec lipse

2 RA - 2 RB = v (t 3 - t2)

Con estas dos ecuaciones obtenemos los radios de am bas estrellas

131

.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones

1. ¿Por qué son importantes las estrellas binarias visuales?

2. ¿Cuál es la famosa ley de movimiento que se util iza para calcular las masas?

3. ¿Qué significa SB1, y SB2?

4. ¿Qué es la relación masa-luminosidad?

5. ¿Qué es la curva de luz y que forma tiene?

6. ¿Qué podemos deducir a partir de la curva de vel ocidad radial?

7. ¿Qué es la función de masas de un sistema binari o?

8. A partir de la observación de un sistema binario eclipsante ¿Qué parámetros estelares podemos determinar?

9. ¿Qué parámetro importante suministran las estrel las binarias que son a la vez espectroscópicas y eclipsantes?

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Problemas

1. En una binaria eclipsante de periodo 8.6 años el análisis de su espectro muestra líneas de las dos estrellas, es decir, que también es bina ria espectroscópica SB2. El desplazamiento máximo de la línea de hidrógeno H αααα (6562.8 Å) para la componente más pequeña es ∆∆∆∆ λλλλ s = 0.72 Åy para su compañera es sólo ∆∆∆∆ λλλλ 1 = 0.068 Å. Por la curva de velocidad radial se sabe que las órbitas son circul ares. La duración del eclipse es 165 días, siendo 164 días la duración de la totalidad. Calcular las masas y los radios de ambas componentes.

2. La estrella αααα Centauri es una estrella binaria cuyas componentes tienen magnitudes aparentes de 0.09 y 1.38 respectivamente. a) Calcul ar la relación de luminosidades entre las componentes. b) Calcular la magnitud aparente d el sistema. c) Siendo 0".76 la paralaje de la estrella, calcular su magnitud absoluta. d) Siendo 1722.66 la distancia angular media de la estrella secundaria a la princi pal, calcular el radio de la órbita relativa en ua y en km. e) Obtener la suma de las m asas en unidades solares, sabiendo que el periodo es de 80.1 años.

Soluciones

Cuestiones

1. ¿Por qué son importantes las estrellas binarias visuales?

Permiten calcular las masas de las estrellas. La te rcera Ley de Kepler

2. ¿Cuál es la famosa ley de movimiento que se utiliza para calcular las masas?

La tercera Ley de Kepler

5. ¿Qué es la curva de luz y que forma tiene?

Es la variación de la magnitud con el tiempo y pres enta dos mínimos.

1. En una binaria eclipsante de periodo 8.6 años el análisis de su espectro muestra líneas de las dos estrellas, es decir, que también es bina ria espectroscópica SB2. El desplazamiento máximo de la línea de hidrógeno H αααα (6562.8 Å) para la componente más pequeña es D λλλλ s = 0.72 Åy para su compañera es sólo D λλλλ l = 0.068 Å. Por la curva de velocidad radial se sabe que las órbitas son circul ares. La duración del eclipse es 165 días, siendo 164 días la duración de la totalidad. Calcular las masas y los radios de ambas componentes.

Ms = 1.3 M y M l = 13.9 M¤

rs = 7.6 x 1010 cm = 1.1 R

r l = 369 R

133

MODULO V Unidad didáctica 2: La evolución de los sistemas binarios

2.1. Introducción

Figura 5-2-1: Lóbulos de Roche, en el punto L1 la gravedad es nula y puede escapar materia de una estrella hacia la otra.

La evolución estelar estudiada en las unidades didá cticas U.1 y U.2 del Módulo III, se ha referido a estrellas aisladas, ahora nos podemos pr eguntar: ¿cambian las trazas evolutivas para las componentes de un sistema binar io?

En un sistema binario cuyas componentes están muy s eparadas, las dos estrellas evolucionan independientemente una de otra, siguien do cada una la traza evolutiva correspondiente a su masa, al igual que una estrell a aislada. Sin embargo, sí las dos estrellas están muy próximas entre sí, la atracción gravitacional de una estrella puede influir en la evolución de la otra. En este caso, l as propiedades físicas de ambas se desvían bastante de las calculadas para estrellas a isladas.

Como ejemplo vamos a considerar el sistema Algol (B eta Persei, la segunda estrella más brillante de la constelación de Perseo) que es un sistema binario eclipsante y espectroscópico con dos espectros. Algol está const ituido por una estrella de la secuencia principal de tipo espectral B 8 y masa 3.7 M

, con una compañera subgigante

roja de 0.8 M

que se mueve en una órbita circular alrededor de e lla, con un período de unos de 3 días.

En base al estudio realizado sobre la evolución est elar (capitulos 8 y 9) sabemos que las estrellas más masivas de la secuencia principal evo lucionan más rápido que las estrellas menos masivas, sí las estrellas se han formado al m ismo tiempo. En el caso de Algol las dos estrellas han nacido a la vez, sin embargo, la menos masiva (0.8 M

) es la más

evolucionada, que se está acercando a la fase de gi gante, mientras que la más masiva (3.7 M

) permanece en la secuencia principal. Sí la teorí a de evolución estelar es

134

correcta debe ocurrir algo diferente en los sistema s binarios que modifica su evolución. Para comprender esta situación debemos estudiar los sistemas binarios con más detalle.

En un sistema binario cada estrella está rodeada po r una zona, próxima a ella, en que su propia gravedad domina a los efectos producidos por la presencia de la otra estrella y los debidos a la rotación del sistema binario. Dent ro de esta región toda la materia pertenece a la estrella y no puede escapar hacia la otra compañera o fuera del sistema. Fuera de esta región, es decir, lejos de cada estre lla, no domina la propia gravedad y el gas puede escapar de una estrella hacia la otra. La zona de influencia de la estrella, en la que la materia no puede escapar, recibe el nombre d e lóbulo de Roche (E. Roche fue un matemático francés del siglo XIX, que estudió por p rimera vez el problema de los sistemas binarios). Los lóbulos de Roche de las dos estrellas tienen un punto en común, situado en la línea que une los centros de las dos estrellas, llamado el punto interno de Lagrange, L 1 (Figura 5-2-1 ). En este punto la gravedad es nula y puede haber transferencia de masa de una estrella hacia la otra . Cuanto mayor es la masa de una componente mayor es su lóbulo de Roche.

Cuando ambas estrellas están dentro de sus respecti vos lóbulos de Roche el sistema binario se denomina separado (Figura 5-2-2). Como, cuando una estrella evolucio na y abandona la secuencia principal se mueve hacia la r ama de las gigantes, su radio aumenta mucho, y puede llenar e incluso sobrepasar su lóbulo de Roche . En esta situación el gas empieza a transferirse, a través d el punto de Lagrange, hacia la compañera. El sistema binario, entonces, recibe el nombre de semiseparado (Figura 5-2-2), debido a la transferencia de gas de una estrell a a la otra, también se denominan binarias con transferencia de masa . Sí las dos estrellas llenan o sobrepasan sus respectivos lóbulos de Roche debido, por ejemplo, a efectos evolutivos, las superficies de las dos estrellas se mezclan y forman una envolt ura común que contiene a ambas estrellas. Este sistema recibe el nombre de binarias en contacto (Figura 5-2-2) .

Volviendo a nuestro sistema Algol, ahora podemos ex plicar porque la estrella menos masiva es la más evolucionada. Algol fue en princip io un sistema semiseparado, la componente que ahora es subgigante de 0.8 M

la llamamos estrella 1 y la 2 será la

estrella de la secuencia principal de 3.7 M

. Inicialmente la estrella 1 fue la más masiva del sistema, quizás tuvo 3 M

, evolucionó la primera abandonando la secuencia

principal y conforme asciende hacia la rama de giga nte llena su lóbulo de Roche y el gas empieza a tranferirse hacia la estrella 2, que se e ncuentra en la secuencia principal y es la menos masiva, quizás tenía una masa del orden de la solar. La transferencia de masa tiene como efecto disminuir la masa de la estrella 1 y aumentar la de la 2, que a su vez hace que el lóbulo de Roche de la estrella 1 dismin uya debido a la menor gravedad (menor masa) y la transferencia de masa sea más ráp ida. Eventualmente la masa de la estrella 1 se hace más pequeña que la de la estrell a 2, en ese momento la transferencia

135

rápida de masa se detiene, y el sistema entra en un a fase estable, con transferencia lenta de masa, que es como se observa hoy día ( estos cam bios se ilustran en la Figura 5-2-3).

Figura 5-2-3: Evolución del sistema binario Algol. a) Inicialmente fue un sistema separado con dos estrellas de la secuencia principal, una masiva azul (estrella 1) y otra menos masiva (estrella2) similar al Sol.

b) Conforme la más masiva evoluciona y abandona la secuencia principal, se expande y llena su lóbulo de Roche transfiriendo rápidamente masa a su compañera.

c) Actualmente la estrella 2 es la más masiva, pero se encuentra en la secuencia principal. La estrella 1 está en la fase de subgigante y llena su lóbulo de Roche, produciendo una transferencia lenta de masa hacia su compañera.

136

En un sistema binario, como acabamos de ver, la evo lución se altera y la perdida de masa de la estrella, que primero evoluciona, hará q ue no sufra el flash de helio y su vida acabe como una enana blanca de helio. La estrella 2 es ahora una estrella azul, masiva de la secuencia principal y en unas pocas decenas d e millones de años empezará a ascender por la rama de las gigante y llenará su ló bulo de Roche. Sí la estrella 1 es todavía una subgigante resultará un sistema en cont acto. Pero sí la estrella 1 es ya una enana blanca comenzará un nuevo episodio de transfe rencia de masa pero ahora en sentido contrario de la estrella 2 a la 1. El siste ma puede dar lugar a una nova o incluso supernova de tipo I.

2.2. Novas

Las estrellas llamadas novas pueden aumentar enorme mente su brillo , hasta 10 000 veces o incluso más, en un período de tiempo muy co rto. Se denominan así porque nova significa nueva en latín y los primeros observadore s creían que era una estrella nueva ya que aparecía súbitamente en el cielo. Hoy día los a strónomos saben que no es una estrella nueva, al contrario es una enana blanca qu e sufre una explosión en su superficie, que produce un aumento temporal de su l uminosidad. Después del aumento rápido de brillo la nova, al cabo de unos meses, vu elve a su brillo normal.

¿Qué produce esta explosión en una estrella débil y muerta? Hemos dicho que una enana blanca no tiene reacciones nucleares y que si mplemente se enfría hasta convertirse en una enana negra, pero este escenario es para estrellas aisladas. Sí una enana blanca forma parte de un sistema binario y el compañero llena o sobrepasa su lóbulo de Roche , puede recibir materia, principalmente hidrógeno y helio, de su compañero. Conforme el gas se acumula en la superfi cie de la enana blanca, se va haciendo más denso y más caliente. Cuando alcanza l a temperatura de 10 7 K, el hidrógeno empieza a fusionarse rápidamente dando he lio. Esta reacción nuclear es tan breve como violenta, similar a una explosión nuclea r (ver módulo 5, variables eruptivas o explosivas, unidad 3.9). La estrella súbitamente au menta su luminosidad y expulsa al espacio el combustible que no ha sido consumido (Fi gura 15.7).

La luminosidad de la nova va disminuyendo con el ti empo y finalmente la estrella vuelve a tener su aspecto normal como antes de la explosió n. La disminución del brillo se debe a la expansión y enfriamiento de las capas superfic iales de la enana blanca que fueron expulsadas al espacio. Sí la transferencia de masa continua el fenómeno de nova puede repetirse, entonces reciben el nombre de novas recu rrentes

Una importante evidencia observacional, que apoya l a teoría del fenómeno de nova que acabamos de describir, es la forma en que la materi a llega a la superficie de la enana blanca. Debido a la rotación del sistema binario, l a materia que transfiere la estrella que llena su lóbulo de Roche no cae directamente sobre la superficie de la enana blanca, sino que orbita alrededor de ella y forma un disco aplanado que se conoce como un disco de acreción . La materia que orbita en el disco, debido a efect os de viscosidad (fricción) dentro del gas, se va apilando gradualme nte hacia las partes más internas del disco, su temperatura aumenta, pierde momento angul ar y lentamente cae en espiral hacia la superficie de la enana blanca. Las partes más internas del disco de acreción se calientan tanto que este radia en el visible, ultra violeta e incluso en rayos X. En muchos sistemas el disco es tan brillante que oculta a la enana blanca y es la principal fuente de luz excepto en las explosiones. El punto en el que el chorro de materia, que viene del compañero, colisiona con el disco de acreción forma una mancha caliente que produce variaciones detectables en la luz emitida por el si stema binario.

Una nova representa, pues, la forma en que un siste ma binario puede reactivar la vida de una estrella, enana blanca, en sus fases finales.

137

2.3. Supernovas de tipo I

Una supernova, como una nova, es una estrella que s úbitamente aumenta su brillo , después disminuye lentamente y eventualmente puede dejar de observarse. Aunque aparentemente parezcan fenómenos similares se sabe, desde hace tiempo, que están producidas por procesos físicos muy diferentes. Las supernovas son eventos mucho más energéticos, una supernova es del orden de un m illón de veces más brillante que una nova. Una misma estrella puede sufrir el fenóme no de nova varias veces, pero una estrella sólo puede sufrir el fenómeno de supernova una vez en su vida y después de la explosión queda un objeto diferente o incluso nada, se destruye totalmente en la explosión.

Además entre las supernovas hay diferencias observa cionales que permiten dividirlas en dos grupos. Algunas supernovas no contienen casi hi drógeno en su espectro mientras que otras tienen gran cantidad, las curvas de luz, variación del brillo con el tiempo, también son diferentes. Llamamos supernova de tipo I a la clase que es pobre en hidrógeno y su curva de luz tiene una forma similar a la típica de las novas. Las supernovas de tipo II muestran mucho hidrógeno en s u espectro, y tiene en su curva de luz una parte característica plana (plateau) que oc urre pocos meses después del máximo (Figura 15.10).

Para explicar los dos tipos de supernovas necesitam os dos mecanismos diferentes que produzcan la explosión de la estrella. La supernova de tipo II es el final de la vida de las estrellas masivas, como ya hemos visto en el capitu lo 9, se produce una implosión-explosión del núcleo dando lugar después de la expl osión a una estrella de neutrones o un agujero negro . La materia expulsada en la explosión, la envoltur a exterior al núcleo, está constituida principalmente por el hidrógeno y helio no consumido y por ello se observan en su espectro. La curva de luz es la espe rada de la expansión y enfriamiento de la materia eyectada.

Para entender la explosión de supernova de tipo I, volvemos a recordar el proceso que produce las novas. La explosión de nova eyecta mate ria de la superficie de la enana blanca , pero no necesariamente, toda la materia acumulada . Hay una tendencia de la enana blanca a incrementar lentamente su masa en ca da nuevo ciclo o explosión de nova. Conforme aumenta la masa la presión interna, necesaria para soportar su peso, debe aumentar.

Recordando que en una enana blanca el gas se degene ra y la presión no es térmica sino que es la presión de los electrones degenerados. Es ta presión tiene un límite, la masa máxima de una enana blanca es 1.4 M

que es el llamado límite de Chandrasekhar, para

una masa superior la presión de degeneración de los electrones falla y no puede soportar ese peso.

Sí la enana blanca, que forma parte de un sistema b inario, acreta masa del compañero y excede el límite de Chandrasekhar, la presión de de generación es incapaz de contrarrestar a la gravedad y la estrella empieza a colapsarse. Su temperatura interna aumenta rápidamente hasta el punto en que el carbon o, su principal constituyente, empieza a fusionarse en elementos más pesados. La f usión del carbono se inicia casi simultáneamente en toda la enana blanca y la estrel la explota como supernova de tipo I o supernova de detonación de carbono (Figura 15.8). E sta detonación es igual de violenta que la supernova de tipo II, pero por una causa dif erente.

Un modelo alternativo a éste y posiblemente más pro bable, es un sistema binario constituido por dos enanas blancas que pueden atrae rse una a la otra hasta coalescer y formar una enana blanca más masiva que supera el lí mite de Chandrasekhar, ésta se hace inestable y explota como supernova de tipo I ( ver módulo 5, variables eruptivas o explosivas, unidad 3.9, Figura 15.9).

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La explosión que resulta de la detonación de una en ana blanca de carbono, fase final de una estrella poco masiva, es una supernova de tipo I y por ello su espectro no contiene hidrógeno ya que la enana blanca no lo contiene. La implosión-explosión del núcleo de una estrella masiva produce una supernova de tipo I I.

2.4. Sistemas binarios con una estrella de neutrone s (Fuentes eruptivas de rayos X

Figura 5-2-4: Transferencia de materia desde una estrella normal hacia su compañero compacto, una estrella de neutrones, formando un disco de acreción. Conforme el gas cae en espiral la intensa gravedad de la estrella de neutrones lo calienta mucho y emite en rayos X. En el caso del objeto peculiar SS433 se eyecta materia a gran velocidad en forma de dos chorros de gas.

Aunque se conocen muchos pulsares aislados, algunos pueden formar parte de un sistema binario. Después del lanzamiento del satéli te Uhuru en 1970 se descubrieron numerosas fuentes de rayos X cerca de las regiones centrales de nuestra Galaxia y también en el centro de algunos cúmulos estelares r icos en estrellas. Algunas de estas, conocidas como fuentes eruptivas de rayos X, emiten la mayor parte de su energía en forma de violentas erupciones que son miles de vece s más luminosas que nuestro Sol, pero que duran sólo unos pocos segundos.

Estas emisiones en rayos X surgen en una estrella d e neutrones (o en sus proximidades) que forma parte de un sistema binario. La materia d e la superficie de la estrella compañera (secuencia principal o gigante) es atraíd a por el intenso campo gravitacional de la estrella de neutrones hacia su superficie. Como en el caso de una estrel la enana blanca binaria, la materia no cae directamente sobre la s uperficie sino que forma un disco de acreción. El gas se queda orbitando alrede dor de la estrella de neutrones y después cae lentamente en espiral hacia la superfic ie de la estrella. Las partes más internas del disco de acreción se calientan mucho y emiten rayos X.

Conforme el gas se acumula en la superficie de la e strella de neutrones, su temperatura sube debido al aumento de presión que produce la ma teria que cae. Eventualmente se hace lo suficientemente calienta para que puedan in iciarse reacciones nucleares, las cuales producen una cantidad enorme de energía en u n tiempo muy breve, es decir, una erupción en rayos X. Después de varias horas se acu mula materia de nuevo que produce la erupción siguiente. Así vemos que las binarias e ruptivas de rayos X son similares a

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las explosiones de nova en una enana blanca, pero o curren de una forma más violenta y en una escala mayor debido a la gravedad mucho más intensa de la estrella de neutrones.

Sin embargo no toda la materia que cae llega a la s uperficie de la estrella de neutrones. En por lo menos un caso se ha observado que parte d e la materia es expulsada a grandes velocidades fuera del sistema binario, este objeto es el denominado SS433 (objeto número 433 del catálogo de estrellas con in tensas líneas de emisión). El cual expulsa cada año más de una masa terrestre de mater ia en forma de dos chorros estrechos dirigidos en direcciones opuestas y que s e mueven casi perpendicularmente al disco (Figura 5-2-4). Observaciones de los despl azamientos Doppler de las líneas de emisión en el óptico, que se originan dentro de los chorros, implican velocidades del orden de 80 000 km s -1. Cuando los chorros interaccionan con el medio interestelar emiten radio radiación.

Chorros de este tipo son bastante comunes en sistem as astronómicos en los que un disco de acreción rodea a un objeto compacto (estre lla de neutrones o agujero negro ). Probablemente son debidos al campo magnético y a la intensa radiación cerca del borde interno del disco, aunque los detalles de su formac ión no son bien conocidos.

2.5. Pulsares de milisegundos

Hacia la mitad de los años 80 se encontró una nueva categoría de pulsares , eran objetos muy rápidos rotadores, que se les llamó pulsares de milisegundos. Estos objetos giran cientos de veces por segundo, es decir, el período de rotación es de unos pocos milisegundos ( 1 mili segundo = 0.001 s). Esta velo cidad de rotación es aproximadamente la más rápida que puede tener una e strella de neutrones sin destruirse.

La historia de estos objetos es complicada ya que m uchos de ellos se encuentran en los cúmulos globulares, los cuales sabemos que son muy viejos, tienen por lo menos 10 mil millones de años. Pero las estrellas de neutrones o pulsares se crean en las explosiones de supernova de tipo II, que están asociadas a la m uerte de estrellas masivas que sólo viven unos pocos cientos de millones de años y en l os cúmulos globulares no se forman nuevas estrellas, ya que todas las estrellas del cú mulo nacen al mismo tiempo. En consecuencia en un cúmulo globular no se ha produci do ninguna estrella de neutrones desde hace mucho tiempo. Además hemos dicho que los pulsares producidos en la explosión de supernova disminuyen su rotación lenta mente en unos pocos millones de años y después de 10 mil millones de años su rotaci ón habrá cesado. La rápida rotación de los pulsares encontrados en los cúmulos globular es no puede ser una reliquia de su nacimiento. Estos objetos han debido aumentar su ro tación por un mecanismo más reciente.

La explicación más probable es que la estrella de n eutrones aumenta su rotación por atracción de materia de una estrella compañera. Con forme la materia del disco de acreción se mueve en espiral hacia la superficie de la estrella, suministra el impulso necesario para que la estrella de neutrones rote má s rápido. Después un encuentro con otra estrella, en el centro de los cúmulos globular es la densidad estelar es muy alta, puede eyectar al pulsar del sistema binario, o bien el pulsar puede evaporar o destruir a su compañera con su energética radiación de fotones y partículas cargadas. En ambos casos resultará un pulsar de milisegundos aislado. Esta escenario está de ac uerdo con el número de pulsares de milisegundos binarios y ai slados observados en los cúmulos globulares y con la proporción en que un sistema bi nario puede destruirse por encuentros con otra estrella del cúmulo.

Así vemos que los pulsares de milisegundo son el re sultado de un proceso en dos fases. Primero, hace miles de millones de años, se formó u na estrella de neutrones en una explosión de supernova. Después, en la segunda fase relativamente reciente, la

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interacción con su compañera binaria hace que aumen te su rotación y dé lugar al pulsar de milisegundos que observamos hoy día.

2.6. Sistemas binarios con un agujero negro (Binari as de rayos X)

Figura 5-2-5: El sistema Cygnus X-1. La estrella visible, HDE 226868, es una supergigante B0 que pierde masa por viento estelar, el agujero negro atrae la materia que forma un disco de acreción a su alrededor. En el borde más interno del disco, justamente encima del agujero negro, el gas se calienta mucho y emite grandes cantidades de rayos X.

Como hemos dicho en la unidad 2 del módulo 3, los a gujeros negros son invisibles pero al ser muy masivos tienen un intenso campo gravitac ional y podemos detectarlos por los efectos que éste produce.

Las estrellas binarias ofrecen la mejor posibilidad de encontrar agujeros negros en nuestra Galaxia . Por ejemplo, sí un agujero negro forma parte de u n sistema binario semiseparado sería capaz de capturar gas de la estr ella compañera, la desaparición de este material revelaría la existencia del agujero n egro. Después del lanzamiento del satélite Uhuru en 1970 se descubrió una fuente inte nsa de rayos X llamada Cygnus X-1. Su emisión era muy irregular variaba en escalas de tiempo tan pequeñas como 10 milisegundos. Su tamaño debía ser más pequeño que l a Tierra para que varíe su brillo en 10 milisegundos. Observaciones espectroscópicas rev elaron que Cygnus X-1 formaba parte de un sistema binario, la compañera visible e ra una supergigante B0, el período del sistema deducido del espectro de la supergigante er a 5. 6 días y por la relación masa-luminosidad, la masa era de unas 30 M

. Por las leyes de Kepler Cygnus X-1 debía tener

más de 6M

, muy grande para enana blanca o estrella de neutrones , tenemos un candidato a agujero negro .

Estos sistemas reciben el nombre de fuentes binaria s de rayos X y son los posibles candidatos a poseer un agujero negro. Las fuentes b inarias de rayos X están constituidas por una estrella normal y un compañero supercompacto que es el responsable de la emisión en rayos X, como son sist emas binarios podemos estimar sus masas a partir del movimiento orbital por las leyes de Kepler. La radiación X se produce de la forma siguiente: el agujero negro atrae mater ia de la estrella normal, debido a su intenso campo gravitacional, esta materia puede for mar un disco de acreción que orbita a gran velocidad alrededor de él. Debido a la fricc ión el gas del disco alcanza temperaturas muy elevadas emitiendo en el dominio d e los rayos X (Figura 5-2-5). Se conocen varios candidatos a poseer un agujero negro : Cygnus X-1, LMC X-3 , A0620-00, V404 Cyg.

Para demostrar que estos sistemas contienen un aguj ero negro debemos calcular la masa de las dos estrellas que depende de la inclina ción de la órbita que no se conoce y la masa del objeto compacto, que no se ve, debe ser superior a 3 masas solares. La masa se determina a través de las medidas de veloci dad radial y del período de la compañera visible. Este es un procedimiento usual p ara los astrofísicos y se aplica a miles de sistemas ordinarios y el procedimiento es valido independientemente de la naturaleza de la estrella que no se ve. En resumen la evidencia observacional es de alta

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calidad pero el argumento es indirecto; no está bas ado en observaciones de los efectos de la gravedad superintensa como pueden ser la extr ema deflexión de la luz y la congelación del tiempo, fenómenos peculiares que só lo pueden producir los agujeros negros.

El colapso de una estrella masiva al final de su vi da no es la única forma de crear agujeros negros. Una enana blanca o estrella de neu trones en un sistema binario puede transformarse en un agujero negro por acreción de m ateria de su compañero. Otra posibilidad es la coalescencia de dos estrellas par a formar un agujero negro, por ejemplo, un sistema binario constituido por dos est rellas de neutrones (un pulsar binario), las dos estrellas se mueven gradualmente en espiral una hacia la otra hasta que se unen, sí la masa final supera las 3M

el sistema se transforma en un agujero negro.

Finalmente existen los agujeros negros supermasivos que son el motor de las galaxias activas, según los modelos actuales.

Cuestiones para autoevaluación

1. ¿Qué es el lóbulo de Roche?

2. ¿Qué ocurre en una binaria semiseparada?

3. ¿Qué es un Nova?

4. ¿Cuál es la diferencia entre una supernova de ti po I (SN I) y una nova?

5. ¿Qué es un disco de acreción?

6. ¿En qué difieren los espectros de los dos tipos de supernova

7. ¿Qué es una fuente binaria de rayos X?

8. ¿Qué es un pulsar de milisegundos?

8. ¿Qué es un pulsar de milisegundos?

Soluciones

1.-¿Qué es el lóbulo de Roche?

Es el volumen que rodea cada estrella del cual no p uede escapar materia.

4. ¿Cuál es la diferencia entre una supernova de tipo I (SN I) y una nova?

Que en la SN1 la enana blanca supera el límite de C handrasekhar y en la nova no.

7. ¿Qué es una fuente binaria de rayos X?

Un sistema binario que tiene por componentes una es trella normal y un compañero que es una estrella de neutrones o un agujero negro.

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MODULO V Unidad didáctica 3 : Estrellas variables

3.1. Introducción

Una estrella no es inmutable. A lo largo de su vida , desde su nacimiento como protoestrella hasta su muerte, sus características observacional es, color, tipo espectral y brillo o luminosidad, experimentan cambios en el curso de largos períodos que superan, en la mayoría de los casos, el millón de a ños y son por tanto inobservables. Pero hay una clase de estrellas, denominadas variab les, que sufren también modificaciones de su brillo en intervalos más breve s de tiempo y que son, por ello, fácilmente mensurables en el rango visible. Este fe nómeno puede ser debido a causas accidentales, por ejemplo geométricas, como sucede en las binarias eclipsantes, o bien intrínsecas, producidas en respuesta a alteraciones físicas ocurridas en la propia estrella. Sólo en este último caso el objeto se con sidera variable.

Estos cambios de brillo en las estrellas fueron obs ervados ya al final del siglo XVI cuando Tycho Brahe observó la supernova de 1572 y l a estrella Mira fue observada en 1596. Actualmente los catálogos contienen del orden de 30 000 estrellas conocidas como variables.

Las variaciones de magnitud se miden respecto a est rellas de referencia próximas y su representación frente al tiempo da lugar a la llama da curva de luz, de ésta se obtiene la amplitud de las variaciones de magnitud y el períod o, si las variaciones son periódicas.

Muchas estrellas variables han sido estudiadas visu al y fotográficamente, en la primera mitad de este siglo, por astrónomos profesionales, pero hoy día una gran cantidad de estas observaciones las realizan astrónomos aficion ados. La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO, 187 Con cord Avenue, Cambridge, Massachusettts, 02138) coordina esta actividad y su s miembros observan las magnitudes comparando las estrellas con otras de ma gnitud constante y conocida.

3.2. Clasificación

Se ha adoptado un sistema para nombrar a las estrel las variables que ayuda a reconocerlas en cualquier lista o catálogo de estre llas. La primera variable descubierta en una constelación se denomina R, seguida del genitivo del nombre lat ino de la constelación, por ejemplo: R Coronae Borealis. Se c ontinua con las letras S, T, U, V, W, X, Y, Z, después RR, RS, etc., hasta RZ, a continua ción SS hasta SZ, y así hasta ZZ. Entonces se empieza con AA hasta AZ, BB y se contin ua hasta QZ. La letra J se omite para evitar confusiones con I. Este sistema cubre l as primeras 334 variables sí aparecen más en esa constelación se las denomina con V (por variable) seguida del número 335 (V335) y así sucesivamente. De todas formas hay var iables que tienen nombres conocidos, como la Polar y δδδδ Cefeo (nombre usual de estrellas conocidas: letra griega seguida del genitivo latino de la constelación, otr as tienen nombre propio Arturo, Aldebaran, Mira, y finalmente el número de un catál ogo HD 2064) , que mantienen sus nombres a pesar del nuevo sistema de denominación.

La clasificación de las variables se basa en la for ma de la curva de luz, en la clase espectral y en los movimientos radiales observados. Sí se hacen observaciones en un rango distinto al óptico, hay variables de radio-em isión y variables de rayos X.

Las variables se dividen en pulsantes y eruptivas. En las pulsantes las variaciones son debidas a la expansión y contracción de las capas e xteriores, suelen ser estrellas

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gigantes y supergigantes que han alcanzado un estad o inestable en su evolución. Las variables eruptivas son generalmente estrellas que eyectan masa y suelen ser miembros de sistemas binarios muy próximos entre sí en los q ue se transfiere masa de una componente a la otra o como en el caso de las super novas una tremenda explosión que indica el final de la vida de la estrella.

3.3. Variables pulsantes

Figura 5-3-1: Situación de las variables pulsantes en el diagrama H-R. Las variables más frecuentes se encuentran en una banda estrecha, llamada zona de inestabilidad, situada diagonalmente a través del diagrama H-R.

Las estrellas pulsantes, que no deben confundirse c on los pulsares que están rotando no pulsando, se reconocen por sus cambios periódico s de brillo acompañados de variaciones periódicas de su velocidad radial. Se d istinguen varias clases de estrellas pulsantes, las más frecuentes son las estrellas Cefeidas , que deben su nombre a la típica δδδδ Cephei, tienen variaciones de magnitud con período s de unos pocos días a unas pocas semanas. Otro tipo de pulsantes son las RR Lyrae qu e varían con períodos de medio día. También son pulsantes de corto período las δδδδ Scuti que pertenecen a la Población I como las Cefeidas, pero estas son de tipos espectra les F y G supergigantes, mientras que las δδδδ Scuti son tipo A y clase de luminosidad IV a V. La amplitud de las variaciones es del orden de 1 magnitud para las Cefeidas, mient ras que en las δδδδ Scuti es tan pequeña que son difíciles de detectar.

Las RR Lyrae se encuentran en los cúmulos globulare s por ello pertenecen a la Población II, sus amplitudes de variación son del o rden de una magnitud. La amplitud de la curva de velocidad radial de las Cefeidas es del orden de varias decenas de km s -1. La de las RR Lyrae es algo menor. En la Figura 5-3-2 s e reproducen las curvas de luz y velocidad radial para la estrella prototipo δδδδ Cephei.

También existen estrellas análogas a las Cefeidas p ero de la Población II llamadas W Virginis o Cefeidas de la Población II. Estas estre llas muestran máximos de luminosidad muy anchos (Figura 5-3-5).

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Figura 5-3-2: Curva de luz (arriba) y de velocidad radial (abajo) de la estrella δδδδ Cephei. Obsérvese como una curva es la imagen especular de la otra.

Otro grupo de variables intrínsecas son las variabl es de largo período (del orden de varios años). Son gigantes rojas muy luminosas de tipo espectral M y sus variaciones de luz no son tan regulares como las anteriores. Con v ariaciones aún menos regulares están las estrellas RV Tau que en el diagrama H-R se sitúan entre las Cefeidas y las variables de largo período (Figura 5-3-1). Las vari ables más frecuentes se encuentran en una banda estrecha, llamada zona de inestabilidad, situada diagonalmente a través del diagrama H-R, todas las estrellas de esta banda son pulsantes.

La longitud de onda de las líneas espectrales de la s variables pulsantes también varía con los cambios de magnitud. Estas variaciones son debidas al efecto Doppler y demuestran que las capas exteriores están oscilando , las velocidades observadas están en el rango de 40 a 200 km/s.

El diámetro de la estrella puede duplicarse durante la pulsación, aunque generalmente los cambios son de menor tamaño. La causa principal de la variación de luminosidad es la variación periódica de la temperatura superficia l, ya que la luminosidad depende de la cuarta potencia de la temperatura efectiva, L ∝∝∝∝ Tef

4 , así un pequeño cambio en la T ef conduce a una gran variación de magnitud.

Las oscilaciones de una estrella pulsante son el re sultado de ondas sonoras o acústicas que resuenan en el interior estelar. Estas ondas, i mplicadas en los modos radiales de pulsación estelar, son esencialmente ondas estacion arias similares a las que ocurren en el tubo de un órgano que está abierto en uno de sus extremos. La estrella y el tubo del órgano pueden sustentar varios modos de oscilación. La onda estacionaria, para cada modo, tiene un nodo al final ( el centro de la estr ella) donde los gases no se mueven y un antinodo al otro extremo ( superficie de la estrell a). En el modo fundamental los gases se mueven en la misma dirección en cada punto de la es trella. Sí hay un sólo nodo entre el centro y la superficie, es el llamado primer armóni co, con los gases moviéndose en direcciones opuestas a ambos lados del nodo y para el segundo armónico hay dos nodos. Para los modos radiales el movimiento del ma terial estelar ocurre principalmente en las regiones superficiales.

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La mayoría de las Cefeidas clásicas y W Virginis pu lsan en el modo fundamental. Las RR Lyrae pulsan en el fundamental o en el primer armón ico. Las variables de largo período como las Mira probablemente pulsan también en el mo do fundamental, aunque esto ha sido sujeto de considerable debate.

Alrededor de 1920, Eddington demostró que el períod o de pulsación P es inversamente proporcional a la raíz cuadrada de la densidad medi a,

P ∝ ∝ ∝ ∝ ρρρρ -1/2

es la llamada relación período-densidad , que explica porque el período de pulsación disminuye, conforme nos movemos hacia abajo en la b anda de inestabilidad del diagrama H-R, al ir de las tenues supergigantes has ta las muy densas enanas blancas.

Normalmente una estrella mantiene un equilibrio ent re la presión del gas y el empuje de la gravedad. Sí por alguna causa, posiblemente evol utiva, sus capas exteriores se expanden la densidad y temperatura disminuyen, ento nces la presión del gas se hace más pequeña y las fuerzas de gravedad comprimen el gas. Esta compresión hará aumentar la temperatura y la densidad y en consecue ncia la presión del gas, dominará a la gravedad y la estrella se expande de nuevo. Sin embargo, a menos que se transfiera energía al gas en movimiento, estas oscilaciones se irán amortiguando y en un tiempo relativamente corto se pararán. Como se observan mu chas estrellas variables pulsantes esto quiere decir que las oscilaciones duran mucho tiempo, por lo tanto debe de haber un mecanismo que suministra energía a la pulsación para que ésta se mantenga y no se amortigüe.

El flujo de energía radiativo del interior estelar podría s uministrar energía a las oscilaciones sí éstas se produjeran en regiones pro fundas de alta densidad. Pero éste no es el caso, las oscilaciones ocurren en las capa s más exteriores y menos densas. Sin embargo, en estas regiones existen las llamadas zon as de ionización parcial en las que el hidrógeno y el helio están parcialmente ionizado s, en estas zonas la opacidad de la materia se hace mayor cuando el gas se comprime. Al aumentar la temperatura el hidrógeno y el helio se ionizan más y toda la energ ía se utiliza en esta ionización, aumentando la opacidad de la materia al disminuir e l transporte de energía. Cuando ocurre la expansión el proceso es al contrario, dis minuye la opacidad, el hidrógeno y el helio se recombinan y emiten la energía acumulada e n la compresión. Luego estas zonas de ionización parcial sirven para almacenar energía y cederla manteniendo las oscilaciones, pero es necesario que su localización en la estrella sea la adecuada, es decir, no pueden ser muy profundas porque la pulsac ión no llega hasta allí, ni muy exteriores porque no contiene masa suficiente para suministrar la energía necesaria par mantener la pulsación. Por ello no todas las estrel las pulsan, sino sólo aquellas que tienen las capas de ionización parcial a una profun didad adecuada y esto explicaría porque la pulsación estelar se observa sólo en una de cada cien mil estrellas.

3.4. Las Cefeidas ( δδδδ Cephei)

La variación de la velocidad radial que da lugar a la curva de velocidad radial indica que la superficie se mueve hacia fuera cuando aumenta l a luminosidad (disminuye la magnitud) y que cae hacia dentro cuando se ve un mí nimo de luz. Se puede medir directamente el cambio en el radio ∆∆∆∆ R(t) calculando

dR/dt = v y ∆∆∆∆ R(t) =

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También podemos calcular el radio sí comparamos dos fases de igual temperatura, la diferencia en magnitud bolométrica viene dada por

∆ ∆ ∆ ∆ mbol = -2.5 log L(t 1) / L(t 2) = mbol (t1) - mbol (t2) y mbol (t1) - mbol (t2) = -2.5 log R 2(t1) / R

2(t2) = 5 log R(t 1) / R(t2) El ∆∆∆∆ mbol se puede medir ya que ∆∆∆∆ mbol = ∆∆∆∆ mv, para la misma temperatura la corrección bolométrica es casi la misma. Con esta ecuación y la anterior podemos obtener R(t1) / R(t2), dado que

∆∆∆∆ R = R(t2) - R(t1) =

Estas estrellas cambian su radio del 5 al 20% duran te un ciclo ( días o semanas) y sus radios son del orden de 50 a 100 R

. Las velocidades son del orden de 30 km/s, sí el

período es 10 días (10 6 s) y se mueve hacia fuera durante la mitad del tie mpo a una velocidad media de 15 km s- -1, se puede estimar ∆∆∆∆ R

∆∆∆∆ R = 1.5 x 106 . 5 x 105 cm = 7.5 x 10 11 cm = 10 R

para un radio de 50 R

significa un cambio del 20%.

Figura 5-3-2: Curva de luz (arriba) y de velocidad radial (abajo) de la estrella δδδδ Cephei. Obsérvese como una curva es la imagen especular de la otra.

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Figura 5-3-3: Variaciones de magnitud, temperatura, tipo espectral, velocidad y radio en función del período para δδδδ Cephei.

En la Figura 5-3-3 se reproducen las variaciones de magnitud, temperatura, tipo espectral, velocidad y radio en función del período para δδδδ Cephei.

Se observa que la estrella tiene la T ef mayor durante el máximo de luz y la más pequeña durante el mínimo de luz. Esto significa que las va riaciones de magnitud observadas son debidas principalmente a los cambios de temperatura , en efecto, los radios estelares durante el máximo y mínimo de luz son casi idéntico s. La máxima velocidad radial hacia fuera también ocurre durante la fase de máxima temp eratura, después esta velocidad disminuye lentamente y la materia cae hacia dentro mientras la estrella se enfría.

3.5. La relación periodo-luminosidad

Las estrellas Cefeidas también son importantes porque ellas dan lugar a l a llamada relación período-luminosidad que es un indicador de distancias muy importante. Ms Levitt estudiando las Cefeidas en La Gran Nube de M agallanes, la galaxia externa más próxima a la Vía Láctea , descubrió que las Cefeidas más brillantes tenían períodos mayores. Cuando representó la luminosidad de las Ce feidas en función de los períodos encontró una correlación muy buena. Como se puede s uponer que todas las Cefeidas de La Gran Nube de Magallanes están a la misma distanc ia de nosotros, ya que el diámetro de la galaxia es mucho menor que su distancia a la Tierra. La relación encontrada período- magnitud aparente es una relación período- magnitud absoluta y por tanto una relación período-luminosidad que es intrínseca a la s Cefeidas y que puede usarse para todas ellas. Una vez calibrada esta relación, midie ndo el período de una Cefeida

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obtenemos por la relación período-luminosidad su ma gnitud absoluta y observando la magnitud aparente, obtenemos la distancia. Como es relativamente fácil obtener los períodos de variación de la magnitud y también obse rvar las magnitud visuales aparentes, tenemos un método importante para obtene r distancias.

La calibración de la relación período-luminosidad, requiere obtener la distancia por otro método, para ello se utilizan las Cefeidas que form an parte de cúmulos abiertos en nuestra Galaxia , ya que las distancias a estos cúmulos se puede ob tener por medio de la paralaje espectroscópica o por la superposición de las secuencias principales de los cúmulos. La relación período-luminosidad de las Cef eidas ha sido extremadamente importante para la determinación de distancias a ot ras galaxias de nuestro grupo local de galaxias, debido a que las Cefeidas son muy lumi nosas y pueden resolverse en otras galaxias. Esta relación se puede expresar como

<Mv > = cte log P

donde <M v > es el valor medio de la magnitud visual absoluta ; también suele expresarse en función del índice de color intrínseco.

En la Figura 5-3-4 se muestra la relación período-l uminosidad para Cefeidas de la población I determinada por Sandage and Tammann (19 69), Schmidt (1984) y Böhm-Vitense (1986) Hay una incertidumbre de 0.5 magnitu d en la calibración absoluta al menos para las Cefeidas de largo período que son la s más importantes, ya que debido a su mayor luminosidad pueden observarse a distancias mayores.

¿ Por qué existe una relación período-luminosidad ? Intuitivamente parece plausible que las estrellas más luminosas que son las mas grandes tarden más en expandirse y contraerse que las menos luminosas y más pequeñas. Pero como hemos dicho más arriba, la pulsación es un fenómeno de resonancia y estamos observando ondas que tienen una frecuencia de resonancia y el período co rrespondiente es inversamente proporcional a la raíz cuadrada de la densidad medi a, P = const. ρρρρ -1/2 , que explica la relación período-luminosidad observada. Cuanto mayo r es la luminosidad, mayor radio, más pequeña es la densidad y por tanto mayor períod o.

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3.6. Estrellas Virginia

Figura 5-3-5: Curva de luz de la cefeida de la población II W Vir. Sí se compara con la de δδδδ Cephei se ve que ésta muestra máximos más planos que caracterizan a las curvas de luz de la población II. En la parte de abajo de se muestra la curva de velocidad radial.

En 1952 Baade mostró que había dos tipos de Cefeidas : las Cefeidas clásicas y las estrellas W Virginis, ambos tipos obedecían la rela ción período-luminosidad, pero las W Vir, de un período dado, eran 1.5 magnitud más débi les que las Cefeidas clásicas del mismo período. La diferencia se debe a que las Cefe idas clásicas son objetos jóvenes de la población I, mientras que las W Vir son estrella s viejas de la población II. En los demás aspectos las dos clases de variables son similares. Al principio se usaron los dos tipos de variables p ara calibrar la relación período-luminosidad y las distancias obtenidas eran menores . Cuando se corrigió el error y se usa la relación período- luminosidad correcta (que es la representada en la Figura 5-3- 5) todas las distancias extragalácticas se duplicaron, el universo observable duplicó su tamaño en 1952.

3.7. Estrellas RR Lyrae

Son estrellas pulsantes y en la Figura 5-3-6 vemos tres ejemplos de curva de luz. Las variaciones de magnitud son menores que las de las Cefeidas, en general menos de 1 magnitud. Los períodos son también cortos menos de 1 día. Como las W Vir, las RR Lyrae son estrellas viejas de la población II y se encuentran en los cúmulos globulares por lo que también han recibido el nombre de variab les de cúmulo.

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Figura 5-3-6: Tres ejemplos de curva de luz de estrellas variables pulsantes de tipo RR Lyrae.

Las magnitudes absolutas de las RR Lyr son alrededo r de M v = 0.6 ± 0.3. Todas tienen la misma edad y masa por lo tanto representan la misma fase evolutiva: cuando el helio está justo empezando a quemarse en el núcleo. Siend o sus magnitudes absolutas conocidas se pueden utilizar para calcular distanci as a los cúmulos globulares.

3.8. Variables de largo periódo

Las variables Mira (así llamadas por la estrella pr ototipo Mira Ceti) son supergigantes de tipo espectral M, normalmente con líneas de emisión en su espectr o. Sus períodos son de 100 a 500 días por ello se denominan de largo pe ríodo. La amplitud de la variación es típicamente de unas 6 magnitudes en el visual. La e strella Mira tiene un período de 330 días y su diámetro del orden de 2 ua. En su máximo brillo Mira tiene de 2 a 4 magnitudes pero en el mínimo baja hasta la magnitud 12. Como t iene una T ef de unos 2000 K, el 95% de su radiación la emite en el infrarrojo, lo que s ignifica que un pequeño cambio en la temperatura puede producir un cambio muy grande en la magnitud visual.

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3.9. Variables eruptivas o explosivas

• Estrellas fulgurantes • Estrellas T Tauri • Novas y supernovas • Novas • Supernovas • Origen de las supernovas

Estas variables presentan rápidos y bruscos estalli dos durante los cuales se eyecta material al espacio. La escala de los estallidos va de pequeñas erupciones locales (estrellas fulgurantes) a explosión de toda la estr ella (supernovas).

Estrellas fulgurantes

También se denominan estrellas UV Ceti, son enanas de tipo espectral M, jóvenes y frecuentemente se encuentran en cúmulos jóvenes o e n asociaciones. A intervalos irregulares aparecen fulguraciones en la superficie de estas estrellas, similares a las fulguraciones solares, que están relacionadas con p erturbaciones de los campos magnéticos superficiales. La energía de las fulgura ciones es aparentemente del mismo orden que las fulguraciones solares, pero como esta s estrellas son mucho más débiles que el Sol, una fulguración puede producir un aumento del brillo de 4 a 5 magnitudes. Este aumento dura unos pocos segundos y después dis minuye en unos pocos minutos, la misma estrella puede tener varias fulguraciones en un día. Las fulguraciones ópticas van acompañadas por estallidos en radio, como en el Sol, las estrellas fulgurantes fueron las primeras estrellas detectadas como radio fuentes.

Estrellas T Tauri

También denominadas variables nebulares, aparecen c onectadas con nubes interestelares oscuras o brillantes. Estas estrella s son presecuencia principal: están contrayéndose hacia la secuencia principal. Las var iaciones de magnitud son irregulares y su espectro contiene líneas de emisión formadas e n la cromosfera y líneas prohibidas que sólo pueden haberse formado en densidades extre madamente pequeñas, posiblemente en la nube de la que se han originado. Las líneas espectrales muestran que escapa materia de la estrella.

Como las estrellas T Tauri están situadas dentro de nubes densas de gas son difíciles de observar, sin embargo esta situación ha mejorado co n el desarrollo de las técnicas infrarroja y radio.

Novas y supernovas

Ya en la antigüedad los astrónomos habían notado qu e a veces nuevas estrellas se hacían visibles en el cielo y después de un cierto tiempo volvían a desaparecer. En la Edad Media los astrónomos llamaron a esas estrellas novas que en latín significa estrella nueva. Alguna de estas nuevas estrellas fueron muy brillantes y se las llamó supernovas. Tres de estas supernovas fueron observa das en tiempos históricos: la supernova de Tycho Brahe en 1572, la supernova de K epler en 1604 y la supernova que observaron los astrónomos chinos en el año 1054, en este lugar hoy se observa la nebulosa del Cangrejo en la constelación de Taurus, esta nebulosa se expande a una velocidad de unos 1400 km/s, demostrando que una gi gantesca explosión ocurrió hace más de 900 años.

¿Qué son pues las novas y supernovas? ¿Con que frec uencia ocurren? ¿Qué clase de objetos son sus progenitores? ¿Por qué ocurre una e xplosión gigantesca? ¿Qué distingue a las novas de las supernovas? Vamos a in tentar responder a estas

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cuestiones. Ambas novas y supernovas son objetos qu e bruscamente aumentan su luminosidad en varios ordenes de magnitud. Normalmente no son visibles antes de la explosión.

Novas

Figura 5-3-7: Representación esquematica de una nova. La estrella normal transfiere materia a la enana blanca formando un disco de acreción alrededor de ella

Se clasifican en varios subtipos: novas clásicas, n ovas recurrentes, novas enanas y variables de tipo nova. El estallido es muy rápido, en un día o dos alcanza el máximo de magnitud, que puede ser entre 7 y 16 magnitudes más brillante que la luminosidad normal. Este aumento es seguido de un declive gradu al que puede durar de meses a años.

En las novas recurrentes el aumento de brillo es in ferior a 10 magnitudes y en las novas enanas de 2 a 6 magnitudes. Las novas enanas tambié n son conocidas como U Geminorum o SS Cygni, en ambos tipos los estallidos o aumentos de luminosidad se repiten. Para las novas recurrentes el tiempo entre dos estallidos es de unas pocas décadas y para las novas enanas de 20 - 600 días. E l intervalo de tiempo depende de la intensidad del estallido: cuanto más intenso más ti empo hace falta para el siguiente estallido. Es posible que las novas clásicas obedez can la misma relación, pero como sus amplitudes son muy grandes el tiempo entre dos esta llidos debería ser de miles a millones de años.

También hay novas rápidas, lentas y moderadas, segú n el tiempo que tardan en alcanzar el máximo de brillo. Muestran un espectro pre-máxim o de tipo O, B o A pero no son estrellas de la secuencia principal, son objetos su bluminosos. Su distancia puede determinarse por las velocidades radiales y la expa nsión de la nebulosa que resulta de la explosión. Conocida la distancia se puede determina r la magnitud absoluta de la prenova y así sabemos que fue una estrella sublumin osa, pero no lo suficientemente débil para que la luz sea sólo de una enana blanca, hay una adicional fuente de luz.

Ya que la post y prenova son objetos azules, más br illantes que una enana blanca, debe de haber una adicional subluminosa fuente de luz az ul, esto es, un disco de material caliente. Además, como la nova es un sistema binari o , debe estar presente la estrella compañera que ha sido vista en algunos casos, cuand o es una subgigante, en otros casos es demasiado débil para verla y debe ser una estrella fría de la secuencia principal.

Como es hemos descrito en el módulo 5, unidad 2, sí una enana blanca forma parte de un sistema binario y el compañero llena o sobrepasa su lóbulo de Roche , puede recibir materia, principalmente hidrógeno y helio, de su co mpañero. Conforme el gas se acumula en la superficie de la enana blanca, se va haciendo más denso y más caliente. Cuando alcanza la temperatura de 10 7 K, el hidrógeno empieza a fusionarse rápidamente dando helio. Esta reacción nuclear es tan breve com o violenta, similar a una explosión

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nuclear. La estrella súbitamente aumenta su luminos idad y expulsa al espacio el combustible que no ha sido consumido. El origen de la explosión de nova sería, pues, las reacciones nucleares en régimen explosivo en la capa de hidrógeno acretada y la subsecuente expansión. La explosión no detiene la transferencia de masa de la compañera y gradualmente la enana blanca acreta nueva materia para la próxima e xplosión.

Se pueden observar líneas de absorción y emisión, procedentes de la envoltura gaseosa en expansión, en el espectro de una nova. Los despl azamientos Doppler indican una velocidad de expansión del orden de 1000 km/s. Cuan do la envoltura se dispersa, el espectro se hace similar al de una típica nebulosa de emisión difusa. La envoltura en expansión alrededor de la nova puede verse directam ente en fotografías.

Es difícil estimar el número de novas en nuestra galaxia ya que una considerable fracción no se ven ocultadas por las nubes interest elares. En la galaxia Andromeda las observaciones indican de 25 a 30 explosiones de nov a por año. El número de novas enanas es mayor. Además hay variables de tipo nova, que tienen muchas propiedades de las novas, tales como líneas de emisión de gas c ircunestelar y rápidas variaciones de luminosidad. Estas variables son binarias muy próximas entre sí con transferencia de masa pero no tienen explosiones de nova.

Supernovas

Las supernovas son objetos que aumentan rápida y br uscamente su emisión en muchos ordenes de magnitud. Generalmente antes de la explo sión no son visibles y por ello no sabemos directamente que tipo de objetos son los pr ogenitores, hay una excepción la supernova que fue descubierta en la Gran Nube de Ma gallanes el 23 de Febrero de 1987, en este caso el progenitor había sido observado ant es y clasificado como una supergigante azul, B3 Ib. Esta supernova fue inusua l no sólo porque intrínsecamente fue mucho más débil que otras, sino también porque su c urva de luz fue muy diferente a la de otras supernovas conocidas, que probablemente tu vieron diferentes progenitores.

De las supernovas históricas la registrada por los astrónomos chinos, que ha dejado como resto la Nebulosa del Cangrejo, alcanzó una magnitud aparente visual de -5, lo que significa que fue visible durante el día. La supern ova de Tycho en el máximo tuvo una magnitud de -4 y la de Kepler -3. El brillo de las supernovas disminuye exponencialmente con el tiempo y después de un año o dos se hace inv isible.

Origen de las supernovas

Las supernovas se dividen en dos grupos principales , supernovas de tipo I y de tipo II. Las supernovas de tipo I no tienen líneas de hidróg eno esta ausencia indica que la estrella ha perdido su envoltura de hidrógeno. Las supernovas de tipo I se observan en todas las galaxias, incluidas las elípticas que no tienen prácticamente materia interestelar (ver módulo 7, unidad 2) y por tanto f ormación de estrellas, sus estrellas se crearon hace mucho tiempo, la población constituyen te son, pues, estrellas viejas.

Las supernovas de tipo II, que contienen hidrógeno, ocurren en los brazos espirales de las galaxias espirales y en las galaxias irregulare s, no se dan en las elípticas, esto sugiere que los progenitores sean estrellas jóvenes y masivas, es decir, de la Población I. Mientras que para las supernovas de tipo I los p rogenitores serían estrellas viejas y poco masivas de la Población II. Este diferente pro genitor para los dos tipos sugiere también mecanismos distintos para el fenómeno de su pernova. Vamos a recordar la explosión de supernova de tipo II cuyo modelo de ex plosión está aceptado por todos los astrónomos (ver módulo 3, unidad 2).

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La supernova de tipo II es el final de la vida de l as estrellas masivas, como ya hemos visto en el módulo 3, unidad 2, se produce una impl osión-explosión del núcleo dando lugar después de la explosión a una estrella de neutrones o un agujero negro . La materia expulsada en la explosión, la envoltura exterior al núcleo, está constituida principalmente por el hidrógeno y helio no consumid o y por ello se observan en su espectro. La curva de luz es la esperada de la expa nsión y enfriamiento de la materia eyectada.

Para las supernovas de tipo I el mejor acuerdo entr e la teoría y los espectros observados se obtienen modelando la explosión de la siguiente manera: un sistema binario constituido por una enana blanca y una estrella nor mal que llene su lóbulo de Roche, sistema binario semiseparado, la enana blanca de ca rbono-oxígeno acreta materia de su compañera (ver módulo 5 , unidad 2). Este escenario es consistente con la falta de HI, ya que la enana blanca lo ha perdido (posiblemente en su fase de Nebulosa planetaria ) y con su presencia en las galaxias elípticas donde la s estrellas son viejas, así como, con la ausencia de asociación a regiones de formación este lar.

En la Figura 5-3-8 se describe este modelo de super nova .

Sí la enana blanca, que forma parte de un sistema b inario, acreta masa del compañero y excede el límite de Chandrasekhar, 1.4 M

, la presión de degeneración es incapaz de

contrarrestar a la gravedad y la estrella empieza a colapsarse. Su temperatura interna aumenta rápidamente hasta el punto en que el carbon o, su principal constituyente, empieza a fusionarse en elementos más pesados. La f usión del carbono se inicia casi simultáneamente en toda la enana blanca y la estrel la explota como supernova de tipo I o supernova de detonación de carbono. Esta detonación es igual de violenta que la supernova de tipo II, pero por una causa diferente. La energía generada en el proceso es suficiente para destruir totalmente a la estrella q ue explota como supernova de tipo I. En

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otros modelos la estrella no se destruye en la expl osión, sino que da lugar a una estrella de neutrones de 0.4 a 0.6 M

.

a) ambas componentes en la secuencia principal

b) empieza la transferencia de masa de la estrella que llena su lóbulo de Roche hacia la menos masiva.

c) una subgigante y la otra componente, ahora la má s masiva, todavía en la secuencia principal.

d) enana blanca y secuencia principal.

e) transferencia de masa de la más masiva hacia la enana blanca.

f) la enana blanca excede la masa de Chandrasekhar y explota como supernova de tipo I.

Para explicar la explosión de supernova de tipo I n o hay un acuerdo sobre un único modelo, el explicado antes tiene sus críticas y alg unos astrónomos se inclinan más por el modelo constituido por un sistema binario de dos enanas blancas. La radiación gravitacional o el viento estelar hace que pierda momento angular el sistema, aproximandose las dos estrellas. La menos masiva, q ue es la más grande, llena su lóbulo de Roche y se disuelve en un disco que es ac retado por la enana blanca más masiva, que sí supera la masa de Chandrasekhar dará lugar a la explosión de supernova de tipo I. En la Figura 5-3-9, se describe la evolución de las dos estrellas hasta llegar a ser dos enanas blancas, después la coalescencia de las dos en una enana blanca masiva y finalmente la explosión.

Figura 5-3-9: Descripción del modelo de explosión de supernova de tipo I, constituido por dos enanas blancas.

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Muchos astrónomos argumentan que las curvas de luz de las supernovas de tipo I son tan similares unas a otras que pueden utilizarse co mo indicadores de distancias (Figura 5-3-10). Teniendo en cuenta, que en el máximo de lu z, la magnitud absoluta en el azul es MB = -19.6 ± 0.2, según Branch & Tammann (1992), para todas las supernovas de tipo I, midiendo la magnitud aparente obtendremos la distan cia.

Finalmente decir que las estimaciones del número de supernovas que aparecen en una galaxia como la nuestra son: tipo I ocurre cada 36 años y tipo II cada 44 años.

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Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones

1. ¿Cuál de las siguientes estrellas: RR Lyrae, Cef eida, T Tauri y enana blanca es intrínsecamente más luminosa?

2. ¿Donde sería más probable encontrar una estrella RR Lyrae?

3. ¿A qué se debe la variación de luminosidad de la s estrellas W Virginis?

4. ¿Qué es una estrella T Tauri?

5. Si el periodo de una Cefeida típica es 10 días y él de una RR Lyrae es 0.5 días. ¿Cuál es más densa?

6. ¿Por qué se considera a las Cefeidas indicadores de distancia?

7. Supongamos que se utiliza una Cefeida clásica (t ipo I) para calcular la distancia a una galaxia lejana y posteriormente se comprueba que la Cefeida era de tipo II. ¿Qué error se ha cometido en el cálculo de la distancia?

8. Dadas las curvas de luz y velocidad radial ¿Cómo se puede determinar sí pertenecen a sistema binario eclipsante o a una estrella variabl e pulsante?

9. ¿Por qué unas estrellas pulsan y otras no lo hac en?

Problemas

1. El brillo de una cefeida varia 2 magnitudes. Si la temperatura efectiva es 6000 K en el máximo de luz y 5000 K en el mínimo. ¿Cuánto varía el radio?

2. La envoltura que rodea a la Nova Aquilae está ex pandiéndose a razón de 2"/año. La línea de absorción de hidrógeno 4861 Å pertenecient e al espectro de la envoltura está desplazada 28 A hacia el azul. Deducir la paralaje de la nova.

Soluciones

Cuestiones

1. ¿Cuál de las siguientes estrellas: RR Lyrae, Cef eida, T Tauri y enana blanca es intrínsecamente más luminosa?

Cefeida.

2. ¿Donde sería más probable encontrar una estrella RR Lyrae?

En los cúmulos globulares.

3. ¿A qué se debe la variación de luminosidad de la s estrellas W Virginis?

Pulsaciones.

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Problemas

1. El brillo de una cefeida varia 2 magnitudes. Si la temperatura efectiva es 6000 K en el máximo de luz y 5000 K en el mínimo. ¿Cuánto varía el radio?

Rmin / Rmax = 0.57

Unidad didáctica 1

Medio interestelar:

1.1. Introducción

Figura 6-1-1: Fotografía de la Nebulosa del Águila.

El espacio comprendido entre las estrellas no está vacío sino que contiene materia bajo la forma de gas y partículas sólidas de constitució n variada y muy pequeñas dimensiones que se conocen con el nombre de polvo i nterestelar. Esta materia está distribuida entre las estrellas en forma de grandes nubes (nebulosas) oscuras y debilita y enrojece la luz de las estrellas que están detrás de ellas, debido a la absorción y difusión de su luz.

La materia situada entre las estrellas se llama el medio interestelar constituido por dos componentes entre mezcladas el polvo y el gas. El g as se compone de átomos, de tamaño medio 10 -10 m (1 Å ), y de moléculas no mayores de 10 -9 m. Es transparente a

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casi todo tipo de radiaciones, desde el ultraviolet a a las radio ondas. A parte de la presencia de numerosas líneas estrechas de absorció n atómicas y moleculares, el gas no bloquea mucho la radiación. El polvo es mucho má s complejo, constituido por grupos de átomos y moléculas, la luz de las estrell as no puede atravesar las densas acumulaciones de polvo interestelar. Comparando com o disminuye la luz de las estrellas en el medio interestelar con la disminución de la l uz por la niebla terrestre, se puede deducir el tamaño típico de las partículas de polvo interestelar, llamadas granos o gránulos de polvo, que es del orden de 10 -7 m (0.1 micrómetro). Son, por tanto, comparables al tamaño de la de la longitud de onda de la luz visible

La capacidad de una partícula para dispersar o difu ndir un haz de luz depende del tamaño de la partícula y de la longitud de onda de la radiación. En general sólo las partículas con diámetros igual o mayores que la lon gitud de onda pueden influir significativamente en el haz de luz. Como la longit ud de onda de las radioondas es mucho mayor que el tamaño de los gránulos de polvo, las regiones de polvo interestelar son completamente transparente a la radiación en ra dio. Estas regiones son también parcialmente transparentes a la radiación infrarroj a. Por el contrario el polvo interestelar es muy efectivo en bloquear la radiación de cortas longitudes de onda: óptica, ultravioleta y rayos X. Esta disminución de la radi ación se conoce como extinción interestelar.

Debido a que el medio interestelar sea más opaco a la radiación de longitudes de onda corta, la luz azul disminuye en el espacio por el p olvo mucho más eficazmente que la luz roja. En consecuencia, para una misma distancia , e l observador recibe menos luz azul que roja y la estrella parece enrojecida, por ello a este efecto también se le llama enrojecimiento interestelar.

La extinción y el enrojecimiento cambian el brillo aparente y el color de las estrellas pero no tienen efectos sobre el tipo espectral . Las líneas de absorción del espectro de las estrellas no están afectadas por el polvo interestelar .

La densidad de este medio es muy baja, muchos orden es de magnitud menos denso que el mejor vacío que pueda hacerse en un laboratorio terrestre, del orden de 10 6 átomos por metro cúbico (1 átomo por centímetro cubico), a unque también se pueden encontrar densidades mayores 10 9 átomos m -3 (1000 átomos cm -3) y tan pequeñas como 10 4 átomos/m 3. Pero a pesar de ello y debido a las grandes dista ncias que atraviesa antes de llegar a nosotros produce efectos importantes en la luz de los astros, la extinción y el enrojecimiento.

La temperatura del gas puede ser cercana al cero ab soluto, sin embargo, los valores medios son del orden de 100 K. A estas temperaturas el gas constituido principalmente por hidrógeno, se encuentra en estado neutro. Se ha detectado también la presencia de átomos de calcio, sodio, potasio, magnesio, etc., g racias a su mayor abundancia , así como moléculas complejas. Los espectros emitidos po r estas especies químicas se superponen a los de las estrellas, pero pueden iden tificarse fácilmente debido a su diferente velocidad radial y en consecuencia diferente desplazamiento Doppler de las líneas. La abundancia obtenidas indican que el 90% del gas interestelar es hidrógeno, el 9% helio y un 1% de elementos más pesados. Las abun dancias de algunos de estos elementos como el carbono, oxigeno, silicio, hierro y magnesio, son mucho menores que en el sistema solar o en otras estrellas. La ex plicación más probable de esta deficiencia es que estos elemento forman parte de l os granos de polvo y no producen líneas de absorción . Las abundancias de elementos en el medio interest elar, considerando el gas más el polvo, serían entonces n ormales aunque el gas sea deficiente en elementos pesados.

La composición del polvo interestelar no se conoce también como la del gas, por observaciones infrarrojas hay evidencias de que est á constituido por silicatos, grafito e hierro recubiertos de hielo sucio, este último serí a una mezcla de hielo con pequeñas

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cantidades de amoniaco, metano y otros componentes químicos. Esta composición es bastante similar a la de los núcleos de los cometas .

Las partículas de polvo tienen formas alargadas, se gún podemos deducir de los efectos que ocurren cuando son atravesasadas por la luz de las estrellas, en la que producen no sólo una disminución de la intensidad, sino también su polarización parcial. Como hemos indicado anteriormente, las estrellas no emit en luz intrínsecamente polarizada, de manera que esta propiedad la adquiere durante su re corrido por el medio interestelar

El gas interestelar se estudia principalmente a par tir de la línea de hidrógeno neutro que aparece a la longitud de onda de 21 cm y en consecu encia se observa con un radiotelescopio y también a partir de las líneas de absorción de los átomos interestelares más pesados, que aparecen en las regiones visibles y ultravioleta. El hidrógeno se encuentra ionizado en las llamadas nebulosas de emisión, nubes de gas interestelar caliente.

La formación de estrellas y, obviamente, de sus pos ibles sistemas planetarios, tiene lugar en regiones del medio interestelar con elevad as concentraciones de materia que dan origen a las llamadas nebulosas. Tienen estas, densidades de hasta más de 10 12 atomos m -3, grandes dimensiones, que superan en algunos casos el parsec , y formas que pueden ser llamativas que las hacen fácilmente identificables (Figura 6-1-1).

1.2. Extinción interestelar

Corrección de la extinción y del enrojecimiento interestelar

En las bandas fotométricas B y V las magnitudes apa rentes, teniendo en cuenta la extinción en dichas bandas A B y AV respectivamente, son las siguientes

B = MB + 5 log d - 5 + AB

V = MV + 5 log d - 5 + AV

El índice de color observado será entonces,

B - V = MB - MV + AB - AV

Sí llamamos índice de color intrínseco de una estre lla a

(B-V)0 = MB - MV

B - V = (B-V)0 + AB - AV

(B - V) - (B-V)0 = AB - AV = EB-V

donde E B-V = (B-V) - (B-V) 0 es el exceso de color , o la diferencia de las extinciones en las bandas B y V respectivamente y se define como la di ferencia entre el índice de color observado y el intrínseco.

Las observaciones del medio interestelar muestran que la relación entre la extinción visual A V y el exceso de color E B-V es casi constante para todas las estrellas

R = AV / EB-V ≅≅≅≅ 3.1 ± 0.1 ;

Esto hace posible encontrar la extinción visual a p artir del exceso de color:

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AV ≅≅≅≅ 3.1 EB-V

El exceso de color se puede determinar por la difer encia entre el índice de color observado (B-V) y el índice de color intrínseco (B- V)0 , ya que este último se puede deducir por el tipo espectral y la clase de luminosidad . Una vez conocida la extinción visual, con el modulo de distancia, obtenemos la di stancia correcta a la estrella.

En las otras bandas las relaciones encontradas son:

AB = 1.3 AV y AU = 1.53 AV

EU-B / AV = 0.22 y EU-B / EB-V = 0.72

Se encuentra un valor medio para la absorción inter estelar en el visual de una magnitud por kiloparsec ( 1kpc = 1000 pc). La distancia al c entro galáctico es de unos 8 kpc, aun sin nubes densas oscuras en esa dirección, las estr ellas próximas al centro tendrán una reducción de brillo de 8 magnitudes.

El polvo además de difundir también absorbe radiaci ón. La energía absorbida es radiada por los granos de polvo en el infrarrojo. La temper atura del polvo interestelar (incluyendo las nebulosas oscuras) es de unos 10 - 20 K. El máximo de la rad iación correspondiente a esta temperatura, según la ley de Wien, es de 300 - 150 µµµµm (micrómetros). Cerca de una estrella caliente la te mperatura del polvo puede ser de 100 - 600 K y el máximo de emisión ocurre a 30 -5 µµµµm .

1.3. Nebulosas oscuras

Figura 6-1-2: Nebulosa de la Cabeza del Caballo en Orión

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Figura 6-1-3: Bandas en nebulosas.

Observaciones de otras galaxias muestran que el polvo está concentrado en los braz os de espiral, en particular, en los bordes internos. Además, el polvo se concentra en nubes individuales que aparecen como regiones pobres en e strellas llamadas nebulosas oscuras. Ejemplos de estas nebulosas oscuras son el Saco de carbón en el hemisferio sur (en la Cruz del Sur) la nebulosa de la Cabeza del caballo en Orión (Figura 6-1-2). Algunas de estas nebulosas forman extensas bandas ( Figura 6-1-3) y otras más pequeñas son objetos casi esféricos que son más fác iles de ver frente al fondo brillante, reciben el nombre de glóbulos, fue Bart J. Bok quie n hizo la hipótesis que estos glóbulos están empezando a contraerse para formar estrellas.

1.4. Nebulosas de reflexión

Figura 6-1-4: Pleyades

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Sí una nube oscura de polvo está cerca de una estre lla luminosa reflejará la luz de la estrella. Estas nubes aisladas pueden observarse a veces como brillantes nebulosas de reflexión, se conocen unas 500.

Regiones ricas en nebulosas de reflexión son áreas alrededor de las Pleyades (Figura 6-1-4) y alrededor de la estrella gigante Antares.

1.5. Gas Interestelar

• Hidrógeno neutro • La línea de hidrógeno de 21 cm

La masa de gas interestelar es ciento de veces mayo r que la de polvo, pero a pesar de que hay más gas es más difícil observarlo porque no produce excitación general de la luz. En la región visual sólo se puede observar a t ravés de un pequeño número de líneas espectrales. Las líneas más intensas en el visible son las de sodio neutro (Na I) y calcio ionizado (Ca II), en el ultravioleta las líneas son más numerosas siendo la más intensa la de hidrógeno Lyman a (121.6 nm).

Basándose en las líneas interestelares del óptico y ultravioleta se encuentra que muchos átomos están ionizados en el medio interestelar . Esta ionización se debe principalmente a la radiación ultravioleta de las estrellas. Como la densidad de la materia interestelar es muy pequeña, los electrones libres raramente intera ccionan con los iones, y el gas permanece ionizado.

Hidrógeno neutro

Las observaciones ultravioleta suministran un excel ente medio para estudiar el hidrógeno neutro. La línea de absorción interestelar más intensa es la Lyman a que corresponde a la transición del nivel fundamental ( el estado más bajo de energía) al primer estado excitado del átomo de hidrógeno neutr o (HI). Las condiciones en el medio interestelar son tales que la mayoría de los átomos de H I se encuentran en el nivel fundamental, por tanto la Lyman a es una intensa lí nea de absorción.

Las primeras observaciones de la línea interestelar Lyman αααα fueron realizadas en 1967 con el satélite OAO 2 que observó 95 estrellas situ adas entre 100 y 1000 parsec . De estas observaciones se deduce una densidad media del gas de 0.7 átomos cm -3.

La línea de hidrógeno de 21 cm

Recordando que el átomo de hidrógeno está constitui do por un electrón que orbita alrededor del núcleo, el cual contiene un protón. E l electrón y el protón además están rotando alrededor de su propio eje, es lo que llama mos espín. En el estado fundamental del átomo de hidrógeno neutro hay dos posibles conf iguraciones del espín. El electrón y el protón pueden rotar en la misma dirección, tiene n los espines paralelos, o pueden rotar en direcciones opuesta con sus espines antipa ralelos. Esta última configuración tiene una energía menor que el estado de espines pa ralelos. La diferencia de energía, entre los dos estados posibles del nivel fundamenta l, corresponde a la frecuencia de

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1420.4 MHz. Así la transición entre estos dos nivel es de energía da lugar a una línea espectral de longitud de onda 21.049 cm. La existen cia de esta línea fue predicha teóricamente en 1944 por H. van de Hulst y observad a por primera vez en 1951. Su observación y análisis suministran una excelente in formación sobre las propiedades del medio interestelar. Por medio de ésta línea también se puede estudiar la estructura espiral y la rotación de nuestra Galaxia y de otras galaxias . Normalmente la línea de 21 cm aparece en emisión y debido a la gran abundancia de H I se puede observar en todas las direcciones ya que la temperatura de excitación de esta línea es 125 K, del mismo orden que la temperatura (cinética) de los átomos d e HI. En consecuencia las colisiones atómicas en el medio interestelar son lo suficiente mente energéticas para excitar al HI al estado más alto de energía del nivel fundamental, q ue después de un cierto tiempo decaerá al nivel más bajo de energía. En nuestra Ga laxia el hidrógeno interestelar está concentrado en los brazos de espiral, la densidad m edia es de 10 6 átomos m -3 (1 átomo cm -3) pero la distribución es muy inhomogenea. Típicame nte el HI forma regiones más densas, de tamaño de unos pocos parsec , donde la densidad puede ser de 10 7 - 108 átomos m -3, estas regiones donde el hidrógeno es predominante mente neutro se conocen como regiones H I. El hidrógeno está concen trado, como el polvo, en el plano del disco galáctico . El espesor de la capa de HI es el doble del espes or del polvo, unos 200 parsec .

1.6. Nebulosas de emisión brillantes o Regiones HII

En muchas regiones del medio interestelar el hidrógeno aparece ionizado, H II, el átomo de hidrógeno ha perdido su electrón. En particular alrededor de las estrellas calientes de tipo espectral O que radian intensamente en el ultravioleta. Sí h ay suficiente hidrógeno, alrededor de tal estrella, este se hará visible com o una nebulosa de emisión brillante o de hidrógeno ionizado, tales nebulosas se conocen t ambién como regiones H II .

Una típica nebulosa de emisión está situada en la g ran nebulosa de Orión, es visible a simple vista, en medio de la nebulosa hay un grupo de cuatro estrellas calientes conocidas como el Trapecio que se pueden distinguir dentro de la nebulosa de emisión con un telescopio pequeño. Las estrellas del Trapecio emiten intensa radiación ultravioleta que calienta y mantiene ionizado el ga s de la nebulosa.

Una nube de gas ionizado tiene un espectro dominado por unas pocas líneas estrechas de emisión, el espectro continuo de una región H II es débil. En la región visible las líneas de hidrógeno en emisión son particularmente intensas, éstas se forman cuando el protón se recombina con electrón libre y queda en u n estado excitado y a continuación se desexcita al nivel fundamental. Típicamente un á tomo de hidrógeno, en una región HII, permanece ionizado durante varios cientos de años , se recombina y permanece neutro algunos meses y vuelve a ser ionizado por un fotón de la estrella. La emisión de la línea de hidrogeno H αααα a 656.3 nm (6563 Å ) es la que produce el color rojizo de estas nebulosas (Figuras 16.3 y 16.4)

La ionización de un átomo de helio requiere más ene rgía que la del hidrógeno y por ello regiones de helio ionizado sólo se forman alrededor de estrellas muy calientes. En algunos casos, una gran región H II rodea a una reg ión de helio ionizado (He II) o de helio dos veces ionizado (HeIII) central y más pequeña, e ntonces las líneas de helio aparecerán intensas en el espectro de la nebulosa.

Aunque el hidrógeno y el helio son los principales constituyentes de estas nebulosas sus líneas de emisión no son siempre las más intens as. Las líneas de emisión llamadas prohibidas de oxigeno y nitrógeno ionizados (OII, OIII, NII) son las más intensas. Las líneas prohibidas se denominan así no porque violen las leyes de la Física, sino porque son prácticamente inobservables en el laboratorio. El ion que produce la línea prohibida tiene una estructura tal que puede permanecer en el estado excitado de energía mayor durante mucho tiempo ( muchas horas) antes de caer al estado más bajo y emitir el fotón correspondiente a la línea prohibida. Para que se e mita dicha línea es necesario que el ion no sea perturbado durante ese tiempo y no pase a estar en otro estado de energía.

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En los laboratorios terrestres ningún átomo o ion p uede permanecer sin perturbar tanto tiempo, aun a muy bajas densidades las partículas e xperimentan millones de colisiones cada segundo. El resultado es que el ion capaz de p roducir las líneas prohibidas no tiene tiempo para emitir dichas líneas, ya que antes coli siona con otra partícula y cambia de estado de energía. Pero en el gas interestelar extr emadamente difuso las colisiones son mucho menos frecuentes y hay una posibilidad de que el ion excitado realice la transición al nivel inferior emitiendo un fotón (es tas condiciones físicas de baja densidad de radiación y baja densidad de partículas, necesar ias para la presencia de líneas prohibidas, se dan también en otros objetos estelar es como por ejemplo en la corona solar y en las nebulosas planetarias). Las líneas prohib idas de oxígeno dos veces ionizado (O III) son las que producen la tonalidad verde de estas nebulosas brillantes.

Las regiones H II se forman cuando una estrella cal iente (tipo espectral O, B) empieza a calentar e ionizar el gas que la rodea y esta ioniz ación se propaga lentamente hacia fuera de la estrella. Como el hidrógeno absorbe muy efici entemente la radiación ultravioleta, la frontera entre la región H II y el gas neutro HI es tá muy definida. La región H II alrededor de la estrella será esférica y forma la llamada esf era de Strömgren, para una estrella B0 V el radio de esfera de Strömgren es de 50 pc y para una A0 V es de sólo 1 pc. Como la temperatura de la región H II es más alta que la de l gas que la rodea, del orden de 8 000 a 10 000 K, tiende a expandirse. Las regiones HII en nuestra Galaxia se encuentran en los brazos espirales.

1.7. Nubes moleculares densas y frías

El hidrógeno molecular, H 2, es la molécula interestelar más abundante seguida del monóxido de carbono, CO. La detección y estudio de H2 ha sido uno de los más importantes logros de la astronomía ultravioleta, el hidrógeno molecular tiene una intensa banda de absorción en 105nm (1050 Å ), que fue observada por primera vez con globos en 1970 y observaciones más extensas fueron hechas por el satélite Copernicus. Estas observaciones demostraron que una fracción im portante del hidrógeno interestelar es molecular y esta cantidad aumenta m ucho en las nubes densas. En nubes interestelares, con extinción visual mayor que 1 ma gnitud, casi todo el hidrógeno es molecular.

El hidrógeno molecular se forma en la superficie de los granos de polvo. El polvo es necesario para proteger a las moléculas de la radia ción ultravioleta estelar, que de otra forma serían destruidas. El hidrógeno molecular se encuentra donde el polvo es abundante.

La radio espectroscopia ha proporcionado un gran av ance en el estudio de las moléculas interestelares. La primera radio-línea mo lecular, el radical OH, fue descubierta en 1963, posteriormente se han descubierto muchas o tras y en 1993 de 80 moléculas detectadas la más pesada tiene 13 átomos y es la mo lécula HC 11N.

La radiación de las moléculas diatómicas (constitui da por dos átomos, H 2, CO, OH) puede corresponder a tres clases de transiciones: t ransiciones electrónicas, como las de los átomos y su longitud de onda se sitúa en el ult ravioleta o visible; transiciones vibracionales, sus energías corresponden al infrarr ojo y transiciones rotacionales que son las más importantes en el dominio radio. Las mo léculas en el estado fundamental no rotan, su momento angular es cero, pero cuando se e xcitan por colisión con otras moléculas empiezan a rotar y emiten en radio.

La molécula más abundante H 2 no puede observarse en radio ondas porque no tiene líneas espectrales adecuadas. Las siguientes molécu las más abundantes son CO, el radical OH y el amoniaco NH 3, aunque sus abundancias son sólo una pequeña fracc ión de la del hidrógeno, sin embargo, la masa de las nu bes interestelares es tan grande que el número de moléculas es considerable.

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La mayoría de las moléculas han sido detectadas en nubes moleculares densas que están conectadas con regiones H II.Sin embargo dent ro de éstas no hay moléculas ya que serían rápidamente disociadas por la alta tempe ratura y la intensa radiación ultravioleta. También están asociadas a grandes env olturas de polvo. Pr tanto las nubes moleculares no existen como objetos distintos y sep arados en el espacio interestelar, sino que constituyen grandes complejos de nubes mol eculares, que pueden alcanzar hasta 50 parsec de tamaño, y contienen gas suficiente para crear m illones de estrellas como el Sol (Figura 8.1)

1.8. Componente caliente y poco densa o componente coronal

En 1956 L. Spitzer sugirió que nuestra Galaxia esta ba rodeada por una gran envoltura de gas muy caliente. Dos décadas más tarde el satélite Copernicus, cuyo programa científico fue dirigido por Spitzer, encontró evide ncias de este gas que empezó a llamarse gas galáctico coronal, por analogía con la corona solar .

Las observaciones del Copernicus indicaron la prese ncia de líneas de emisión de oxígeno, nitrógeno y carbono varias veces ionizados (OVI, NV y CIV), estas líneas requieren temperaturas de formación de 10 5 a 106 K.

El gas galáctico coronal está distribuido a través de toda la Galaxia y se extiende varios cientos de parsecs por encima del plano galáctico. Su densidad es sól o del orden de 10 -3 átomos cm -3 (recuérdese que la densidad media en el plano galá ctico es 1 átomo cm -3). Así el gas coronal es una especie de mar de fondo, en el que las formas más densas y frías del medio interestelar , tales como hidrógeno neutro y nubes moleculares, surgen como islas. En 1980 el satélite IUE detectó una cor ona similar en la Gran Nube de Magallanes y en la galaxia espiral M100. El gas coronal es probablemente una forma de materia en las galaxias.

Las explosiones de supernovas son probablemente la fuente del gas coronal y de su energía. Cuando una supernova explota forma una bur buja caliente en el medio que la rodea, esta burbuja se expandirá y se juntará con l as burbujas producidas por otras supernovas formando una estructura como de espuma. Además de las supernovas, el viento estelar de estrellas calientes puede suministrar también e nergía al gas coronal.

1.9. Nebulosas planetarias

Figura 6-1-5: Nebulosa del Anillo en Lira

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El gas en expansión de la Nebulosa Planetaria está ionizado por radiación ultravioleta de la estrella central, y su espectro contiene muchas líneas de emisión como las regiones HII. Las línea metálicas son también transiciones p rohibidas. Por ejemplo, el color verde de las partes centrales de la Nebulosa del Anillo e n Lira (Figura 6-1-5) es debido a las líneas prohibidas de oxígeno dos veces ionizado (OI II a 4959 y 5007 Å) y el color rojo de las partes más exteriores es debida a la línea de h idrógeno H αααα (6563Å) y a las líneas prohibidas de nitrógeno ionizado (NII a 65.8 y 6583 Å).

Figura 6-1-6: Nebulosa planetaria

Las Nebulosas planetarias son en general de forma m ucho más simétrica que las regiones HII y se expanden más rápidamente. Pueden adoptar diversas formas: de disco más o menos extenso, de anillo simple o doble (figu ra 6-1-6), de hélice, etc. En unas pocas decena de miles de años la nebulosa planetari a desaparecerá diluyéndose en el medio interestelar y su estrella central se hace una enana blanca.

El número de nebulosas planetarias estimado para nu estra Galaxia es de 50 000 y han sido observadas alrededor de 1000.

1.10. Restos de Supernova

El final de la evolución de las estrellas masivas e s una explosión de supernova, el colapso del núcleo conduce a una eyección violenta de las capas exteriores al núcleo que permanecen como una nube de gas en expansión. E n nuestra Galaxia se han descubierto unos 120 restos de supernova, algunos s on ópticamente visibles como un anillo o una nebulosa irregular, pero la mayoría se detectan sólo en radi o ondas.

En la región radio los restos de supernova son fuen tes extensas similares a las regiones HII, pero se pueden diferenciar porque el brillo radio de las regiones HII aumenta o permanece constante cuando la frecuencia aumenta, m ientras que él de los restos de supernova disminuye linealmente cuando aumenta la f recuencia. Estas diferencias son debidas a los diferentes procesos de emisión que oc urren en cada uno de los objetos. En una región HII la radio emisión es radiación térmica debida al gas caliente de la nebulosa , mientras que en los restos de supernova es radiación sincrotrónica (no térmica), producida por electrones moviéndose a vel ocidades muy grandes en espiral

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alrededor de las líneas de fuerza del campo magnéti co. La radiación sincrotrónica da lugar a un espectro continuo que se extiende a todas las longitudes de onda.

Figura 6-1-7: Nebulosa del Cangrejo

Los restos de supernova en nuestra Galaxia son de dos tipos, unos tienen u na estructura clara en anillo ( por ejemplo, Cassiopei a), mientras que los otros son irregulares y brillantes en el centro (como la Nebulosa del Cangrejo). En la Nebulosa del Cangrejo (Figura 6-1-7) hay un pulsar en su centro, que suministra la mayoría de la energía al resto de supernova, eyectando continuame nte en la nebulosa electrones con grandes velocidades. La evolución de este tipo de r estos de supernova refleja la del pulsar y por ello tiene una escala de tiempo de una s pocas decenas de miles de años.

Los restos de supernova con forma de anillo no cont ienen un pulsar. Su energía proviene de la explosión de supernova, que genera u na nube de gas que se expande a una velocidad de 10 000 a 20 000 km s -1. Al cabo de 50 a 100 años el resto empieza a formar una envoltura esférica, cuando el gas eyecta do empieza a barrer el medio interestelar y sus partes más externas se frenan. Disminuye pro gresivamente la velocidad de expansión, la envoltura se enfría y de spués de unos 100 000 años se diluye en el medio interestelar.

Los dos tipos de restos de supernova podrían estar relacionados con los dos tipos de explosión de supernova. Aquellos que contienen un p ulsar serían restos de supernova de tipo II y los otros serían los restos de superno vas de tipo I.

1.11. Rayos cósmicos

Se llaman rayos cósmicos a las partículas elemental es y núcleos atómicos que alcanzan la Tierra procedentes del espacio. Como los rayos c ósmicos tienen carga su dirección

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de propagación en el espacio cambia constantemente por el campo magnético interestelar. Su dirección de llegada no da informa ción sobre su lugar de origen. Las propiedades más importantes que podemos observar de sde Tierra son su composición y su distribución de energía. Las observaciones deben hacerse en la alta atmósfera o con satélites, ya que los rayos cósmicos se destruyen e n la atmósfera.

El principal constituyente de los rayos cósmicos (a lrededor del 90 %) son núcleos de hidrógeno o protones, el segundo constituyente más importante (alrededor del 9 %) son núcleos de helio o partículas αααα . El resto son electrones y núcleos más pesados qu e el helio.

La mayoría de los rayos cósmicos tienen energías me nores que 10 9 eV, el número de partículas más energéticas disminuye rápidamente cu ando aumenta la energía. Los protones más energéticos tienen 10 20 eV, pero estas partículas son raras. (En los grandes aceleradores de partículas se alcanzan sólo energías de 5 x 10 11 eV)

La distribución de los rayos cósmicos de baja energía (menos que 10 8 eV) no puede determinarse desde Tierra, ya que los rayos cósmico s solares, protones y electrones de alta energía formados en las fulguraciones solares llenan el sistema solar y afectan intensamente el movimiento de los rayos cósmicos de baja energía.

La distribución de los rayos cósmicos en la Galaxia se puede inferir de las observaciones en radio y de los rayos γγγγ (gamma). Las colisiones de los protones de los rayos cósmicos con los átomos de hidrógeno interest elar dan lugar a un continuo de rayos gamma. El radio continuo se forma por electro nes de los rayos cósmicos que emiten radiación sincrotrónica (no térmica) en el c ampo magnético interestelar. Ambas emisiones, gamma y radio, están intensamente concen tradas en le plano galáctico, por lo que se puede concluir, que las fuentes de rayos cósmicos deben de estar también localizadas en esta estructura. Además, se observan picos en el continuo alrededor de restos de supernovas conocidos. En los rayos gamma, estos picos se obse rvan en la Nebulosa del Cangrejo y en el pulsar de Vela.

Aparentemente una gran fracción de los rayos cósmic os tienen su origen en las explosiones de supernova, ya que estas dan lugar a la emisión de partículas energéticas. Sí se forma un pulsar las observaciones muestran qu e éste acelera las partículas en sus alrededores.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones

1. ¿Cuál de los siguientes observables de una estre lla: el color, el tipo espectral, la magnitud aparente y la distancia no está afectado p or el medio interestelar?

2.¿Qué es el medio interestelar y cómo afecta a la luz de las estrellas?

3. Las nubes oscuras de polvo radian principalmente en la región radio del espectro ¿Por qué?

4. ¿Qué es una nebulosa constituida por gas ionizad o rodeando a una estrella?

5. ¿A qué se deben las líneas de emisión prohibidas que aparecen en las nebulosas de emisión? ¿Donde más pueden aparecer?

6. ¿Qué significa enrojecimiento y extinción de la luz de las estrellas?

7. Dónde y cómo se produce la línea de 21 cm.

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8. ¿Qué son los rayos cósmicos?

9. ¿Qué son los granos de polvo y qué estructura ti enen?

10. ¿Qué es un resto de Supernova? ¿Cómo se disting ue de una región H II?

Problemas

1. Dos cúmulos galácticos tienen como diámetros ang ulares αααα y 3αααα y módulos de distancia 16.0 y 11.0 respectivamente. Suponiendo q ue sus diámetros reales son iguales, encontrar las distancias a que se encuentran siendo A la extinción interestelar y suponiendo A = a d, donde a es el coeficiente de extinción y d la distancia .

2. Sí la absorción interestelar es de 2 magnitudes por kpc en la dirección de un cúmulo estelar situado a 1.5 kpc, ¿Qué porcentaje de sus f otones nos llega a Tierra?

Soluciones

Cuestiones

1. ¿Cuál de los siguientes observables de una estrella: el color, el tipo espectral, la magnitud aparente y la distancia no está afectado por el medio interestelar?

El tipo espectral.

2.¿Qué es el medio interestelar y cómo afecta a la luz de las estrellas?

Polvo y gas que produce la extinción y enrojecimien to de la luz.

3. Las nubes oscuras de polvo radian principalmente en la región radio del espectro ¿Por qué?

Por su baja temperatura.

4. ¿Qué es una nebulosa constituida por gas ionizado rodeando a una estrella?

Una región HII

Problemas

2. Sí la absorción interestelar es de 2 magnitudes por kpc en la dirección de un cúmulo estelar situado a 1.5 kpc, ¿Qué porcentaje de sus f otones nos llega a Tierra?

Llegan el 6% de los fotones

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Unidad didáctica 1: Nuestra Galaxia, llamada Vía Lactea

1.1. Introducción

Figura 7-1-1: Galaxia similar a la Via Lactea

Todas las estrellas que son visibles durante la noc he pertenecen a nuestra Galaxia y hemos oído decir muchas veces que son tantas que no pueden contarse. De hecho en una noche clara, muy clara, a simple vista solo pod emos discernir unas doscientas y la Vía Láctea ( o camino de Santiago), que aparece como un trazo continuo en el cielo. Pero con con la ayuda de unos prismáticos podemos ver un millón de estrellas más débiles, grandes nubes de gas de forma variada y la Vía Láct ea como una banda constituida por una miriada de estrellas débiles que estan aparente mente muy próximas y que muestran una variación continua de tonos. Todos estos objeto s forman parte de nuestra Galaxia que recibe también el nombre de Vía Láctea. Como es tamos en su interior no podemos conocer su aspecto. Esta información la adquirimos estudiando sus diferentes estructuras y relacionando los resultados con otras galaxias similares a la nuestra. Es el caso de la figura 7-1-1, que muestra un bulbo centr al rodeado de un disco más plano. Si nuestro Sol perteneciera a ella, estaría situado en el disco a unos dos tercios del centro y la Tierra proxima al Sol, sería indistinguible

Vista de frente nuestra Galaxia es similar a la de la Figura 7-1-2, un bulbo central que parece una masa circular rodeado de un disco que no es uniforme sino que tiene unas zonas más intensas los cuatro brazos espirales, sim étricos dos a dos, que arrancan del centro del bulbo. El Sol se encuentra justamente en el borde interno de uno de estos brazos.

Con la descripción anterior, podemos comprender fác ilmente la apariencia de nuestra Galaxia vista desde la Tierra; en la dirección del disco p odemos ver una espesa aglomeración de estrellas. Esta es la Via Láctea, c on una delgada línea de polvo que parece dividirla en dos partes casi iguales. En la dirección del centro del bulbo, la Via Láctea parece ensancharse. En otras direcciones vem os las estrellas vecinas más brillantes, distribuidas por todo el cielo.

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Figura 7-1-2: Galaxia similar a la Via Lactea y posición del Sol.

1.2. Desarrollo histórico en la concepción de nuest ra Galaxia

• William Herschel • El universo de Kapteyn • El modelo de H. Shapley • El gran debate de astronomía • E. Hubble • La rotación diferencial de Oort • W. Baade

El estudio científico de la naturaleza física de n uestra Galaxia comenzó en 1610, cuando Galileo descubrió que la Via Láctea podía resolvers e en innumerables estrellas débiles. Hacia la mitad del siglo XVIII, Thomas Wright e Imm anuel Kant describen nuestra Galaxia como constituida por un disco de estrellas en el qu e el Sol se encuentra inmerso. Kant señalo, además, que nuestra Galaxia no podía ser ún ica sino que deberían existir muchos sistemas similares que llamó universos islas que estarían distribuidos a través del espacio y a enormes distancias de nuestro siste ma. Pero estas ideas que carecían de soporte científico (a pesar de ser correctas) se co nsideraron meras especulaciones filosóficas.

William Herschel

Las primeras evidencias empíricas se deben a Willia m Herschel, que hacia el final del siglo XVIII, construyó el telescopio más grande de la época y lo utilizó para estudiar nuestra Galaxia y otros sistemas estelares. Hersche l intentó determinar la forma contando el número de estrellas que podían observar se con diferentes valores de magnitud aparente , en 700 regiones distintas del cielo. Suponiendo q ue las estrellas están distribuidas uniformemente en el espacio y qu e el brillo aparente disminuye inversamente proporcional al cuadrado de la distanc ia, dedujo las dimensiones de nuestra Galaxia, admitiendo que además observó los bordes de ésta. Sus conclusiones

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fueron que nuestra Galaxia era un sistema aproximad amente elíptico, aplanado, donde el Sol estaba situado cerca del centro y que era cinco veces mayor en el plano de la Via Láctea que en la dirección perpendicular a este pla no. Además Herschel realizó un catálogo de nebulosas y pensaba que la mayoría de ellas eran sistemas es telares similares a nuestra Galaxia que con instrumentos má s potentes podrían resolverse en estrellas. También observó que algunas nebulosas, c omo Orión no eran sistemas estelares sino nubes de polvo y gas. Aún después de l trabajo de Herschel no se conocía la forma de determinar las distancias a las nebulos as y así decidir sí eran universos islas extragalácticos , comparables en tamaño a nuestra Galaxia pero situ ados a muy grandes distancias, o por el contrario eran nebulosas que e staban contenidas dentro de nuestra Galaxia.

El universo de Kapteyn

Al final del siglo XIX el desarrollo de la fotograf ía astronómica abrió nuevas posibilidades en la investigación de nuestra Galaxi a. J.C. Kapteyn planeó estudiar 200 áreas distribuidas cuidadosamente sobre el cielo, p ara hacer recuento de estrellas, estimaciones del brillo, clasificaciones espectrosc ópicas y medir el movimiento propio y la velocidad radial de todos los objetos seleccionados. Del análisis d e estos datos, Kapteyn fue capaz de estimar la distancia a estrell as de diferentes brillos aparentes e inferir su distribución en el espacio. En este estu dio se supuso que el medio interestelar era completamente transparente y esta hipótesis fue un error serio, ya que existe una intensa absorción de la luz de las estrellas en el plano galáctico d ebida a la materia interestelar.

La conclusión del trabajo anterior dió lugar al lla mado universo de Kapteyn , en él nuestra Galaxia es un sistema esferoidal aplanado d e tamaño modesto, aproximadamente cinco veces mayor en el plano galác tico ( esto es, el plano de la Via Láctea) que en la dirección perpendicular a este pl ano. Descripción muy similar a la de Herschel, pero Kapteyn añadió una escala al sistema y estimaciones cuantitativas de la variación de la densidad de estrellas. En este mode lo el Sol fue localizado ligeramente fuera del plano galáctico a una distancia de aproxi madamente 650 parsecs del centro del sistema

El modelo de H. Shapley

El universo de Kapteyn fue contestado por el modelo desarrollado por H. S hapley y publicado en una serie de artículos entre 1915 y 19 19. Este realizó, en el Observatorio de Monte Wilson, observaciones muy detalladas de los c úmulos globulares, que son sistemas estelares con simetría esférica y que cont ienen del orden de 10 5 a 106 estrellas. Debido a su brillo y particular apariencia pueden o bservarse a grandes distancias del Sol. Además como se encuentran lejos del plano galá ctico su luz no disminuye mucho por la absorción interestelar. Shapley encontró que los cúmulos glo bulares estaban distribuidos uniformemente por encima y por debajo del plano galáctico pero no en la dirección perpendicular, en la que mostraban una ma rcada concentración en la dirección de las Nubes de Sagitario. Shapley argumentó que es tos sistemas tan masivos debían ser uno de los mayores elementos estructurales de n uestra Galaxia y que es razonable suponer que estén distribuidos uniformemente alrede dor del centro galáctico. Su distribución aparentemente asimétrica implica que e l Sol no está localizado cerca del centro de la Galaxia sino bastante lejos de él. Uti lizando las estrellas variables pulsantes (RR Lyrae) observadas en los cúmulos globulares, Sh apley estimó que el Sol debía estar a unos 15 000 pc (15 kpc) del centro galáctico. Hoy día las mejores estimaciones de esta distancia dan un valor del orden de 9 kpc.

La conclusión de Shapley respecto a la posición del Sol, cerca del borde de nuestra Galaxia, ha sido probada por todas las investigacio nes posteriores. También estimó que los cúmulos más distantes de su muestra se encontra ban a unos 70 kpc y de ahí concluyó que el diámetro de nuestra Galaxia era del orden de 100 kpc, aproximadamente 10 veces mayor que el universo de Kapteyn. Actualme nte sabemos que la estimación del

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tamaño de nuestra Galaxia que realizó Shapley es de masiado grande debido a que despreció la absorción interestelar, hoy día se admite un diámetro del or den de 50 kpc para el disco de la Galaxia.

El gran debate de astronomía

No todos los astrónomos aceptaron las ideas de Shap ley sino por el contrario la mayoría apoyaba el modelo de Kapteyn. Uno de los mayores cr íticos de Shapley fue H.D. Curtis del Observatorio de Lick y un líder en el estudio d e las nebulosas espirales. Éste estaba convencido que las espirales eran sistemas externos a nuestra Galaxia , pero creía que el tamaño de ésta era el del universo de Kapteyn. En A bril de 1920, Curtis y Shapley se encontraron en la Academia Nacional de Ciencias, es ta reunión se conoce con el nombre del gran debate de la Astronomía . Los dos problemas principales discutidos fueron: 1) el tamaño de nuestra Galaxia y la escala de distancias dentro de ella y 2) las distancias a las nebulosas espirales y en consecuencia sí eran o no sistemas extragalácticos .

Respecto a la primera cuestión Shapley esgrimió los argumentos que ya hemos descrito y que son correctos, los de Curtis hoy día sabemos que fueron erróneos, ya que argüía que las estrellas rojas de Shapley eran enanas y so n en realidad gigantes rojas muy luminosas. Concerniente a la segunda cuestión Curti s sostuvo que las nebulosas espirales eran galaxias como la nuestra y que estab an situadas a distancias que iban desde 150 kpc para Andromeda hasta los 3000 kpc par a las más distantes. Shapley mantuvo la opinión de que las espirales estaban rel ativamente más cerca y que no eran comparables en tamaño a nuestra Galaxia. Shapley es tuvo equivocado en esta segunda cuestión. Al final del gran debate las opiniones de los astrónomos permanecieron divididas.

E. Hubble

La naturaleza de las nebulosas espirales fue aclara da definitivamente en 1923 por E. Hubble, que trabajando en el Observatorio de Monte Wilson, descubrió estrellas variables Cefeidas en una nebulosa espiral cercana M31, por la relación entre el perio do y el brillo (módulo 5, unidad 3) obtuvo un valor de 300 kpc pa ra su distancia. Así Hubble estableció definitivamente la existencia de las galaxias espirales.

La cuestión de la naturaleza de nuestra Galaxia fue finalmente establecida por consideraciones cinemáticas y dinámicas. B.Lindblad en 1926 corroboró la localización del centro galáctico realizada por Shapley y desarr olló un modelo matemático para la rotación de nuestra Galaxia alrededor de un eje que pasa por su centro.

En apoyo del gran tamaño de nuestra Galaxia, Lindbl ad proporcionó un argumento en contra del universo de Kapteyn. La masa total calcu lada a partir del modelo de Kapteyn produce un campo gravitacional demasiado débil para retener a los cúmulos globulares como miembros ligados a la Galaxia. La velocidad ob servada de estos objetos respecto al Sol es del orden de 250 km/s que es mucho mayor que la velocidad de escape del modelo de Kapteyn. Pero en nuestra Galaxia se encue ntran un gran número de cúmulos globulares luego o se forman muy rápidamente para c ompensar a los que escapan o son realmente miembros permanentes de la Galaxia y está n ligados por fuerzas gravitacionales más intensas que las predichas por el modelo de Kapteyn. Como los cúmulos globulares son muy masivos, parecía muy imp robable que pudiesen formarse tan rápidamente como para compensar su perdida y Li ndblad se inclinó por la segunda alternativa que implica una Galaxia mucho mayor y m as masiva que la del modelo de Kapteyn.

La rotación diferencial de Oort

Finalmente, Oort desarrollo una teoría cinemática d e la rotación diferencial de la Galaxia, esto es, no rota como un cuerpo sólido sino que las partes centrales tienen una

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velocidad angular de rotación más rápida que las pa rtes exteriores. Una rotación diferencial implica que la velocidad angular de rot ación depende de la distancia al centro, cuanto más nos alejamos del centro más lent a es la rotación, hecho que se comprueba por las observaciones. Esta teoría prueba sin lugar a dudas que nuestra Galaxia es un gran sistema rotante con el Sol local izado bastante lejos del centro. Así en 1927 el universo de Kapteyn pasó a ser historia.

W. Baade

En 1944 W. Baade abrió un nuevo campo en el estudio de las galaxias , cuando pudo resolver en estrellas los núcleos de las galaxias e spirales M31, M32 y NGC 205 y de las elípticas NGC 147 y NGC 185. Baade encontró que las estrellas más brillantes de los sistemas esferoidales eran gigante rojas y de un ca rácter totalmente diferente de las brillantes supergigantes azules que se encuentran s ituadas en los brazos espirales. Baade, entonces clasificó las estrellas en poblacio nes, describió la Población I como la constituida por objetos asociados a los brazos espi rales, son muy luminosos y como ejemplos tenemos las estrellas jóvenes y calientes de tipo espectral O y B, las variables Cefeidas y regiones HII ( nebulosas de emisión). La Población II está compuesta de objetos encontrados en la componente esferoidal de las galaxias, esto es, en el bulbo y en el halo .

La noción de poblaciones estelares ha sido muy útil y ha conducido a un importante avance en el conocimiento de la estructura y evoluc ión de las galaxias. Por ejemplo, los objetos de la Población I asociados con la estructu ra espiral pueden utilizarse como trazadores de esta estructura de nuestra Galaxia. E l concepto de población estelar es también muy importante en la teoría de evolución es telar, encontrándose que los objetos de la Población II son todos viejos con edades esti madas casi igual a la del Universo, mientras que los objetos de la Población I muestran un amplio rango de edades.

1.3. Estructura de la Galaxia

• Nucleo • Bulbo central • Disco • Halo • Rotación galáctica • La ley de rotación de la Galaxia • Curva de rotación

Nuestra Galaxia es grande, pero no de las mayores, contiene unas 10 11 estrellas, las galaxias mayores contienen 10 12 o 1013 estrellas. Además de estrellas, las galaxias contienen materia en la forma de gas interestelar, pero parece que la mayoría de la masa visible está almacenada en las estrellas. En una pr imera aproximación podemos considerar las galaxias simplemente como un sistema de estrellas. Sin embargo, veremos que las galaxias contienen mucha materia invisible y que esta mater ia no es ni estrellas ni gas. Las estrellas y las galaxias se m antienen unidas por la fuerza gravitatoria. Muchos de los conocimientos detallado s que tenemos de las estrellas han sido obtenidos a partir del Sol, nuestra estrella m ás cercana, de la misma forma es de esperar que estudiando nuestra Galaxia aprenderemos mucho sobre las restantes galaxias. Aunque hay una diferencia importante, mie ntras que estamos situados cerca del Sol, sin embargo, estamos dentro de la Galaxia y es difícil descubrir la estructura de un objeto desde dentro.

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Figura 7-1-3: Estructura de una galaxia

Aunque estrellas y galaxias son objetos que se mant iene unidos por la fuerza atractiva de gravitación, se diferencian en importantes aspec tos. Un simple hecho observacional es que mientras la mayoría de las estrellas son esf éricas o se desvían ligeramente de la forma esférica, existen galaxias de muchas formas d esde esencialmente esféricas a aquellas que son muy aplanadas y que tienen muy poc a simetría. La gran variedad en formas galácticas indica que la clasificación de ga laxias puede ser mucho más complicada que la clasificación de estrellas.

El conocimiento de la estructura de nuestra Galaxia está basado en la obtención de distancias a los objetos cada vez más lejanos. Para las estrellas suficientemente próximas se utiliza la paralaje trigonométrica (< 200 pc). Debido a la absorción interestelar (1mag/kpc) el método mejor son las var iables pulsantes o candelas estándares . Shapley sabia que las variables RR Lyrae existían en los cúmulos globulares y después del descubrimiento de la relación periodo -luminosidad para las Cefeidas , lo aplicó a las RR Lyrae calculando las distancias a l os cúmulos globulares y encontrando que tenían una distribución esférica, identificando el centro de la distribución espacial de los cúmulos globulares con el centro de la Galax ia, una región hacia Sagitario. El Sol, que no pertenece a esta componente sino a la compon ente plana o disco, está por tanto lejos del centro de nuestra Galaxia.

La Galaxia está constituida por un disco plano de e norme dimensiones que contiene un gran número de estrellas y una elevada concentració n de materia interestelar. Este disco exhibe unos brazos espirales que arrancan del centr o o núcleo. El disco está rodeado por una esfera concéntrica de material menos denso, llamado halo, donde se encuentran los cúmulos globulares. Sí se pudiese ver de canto o sí fuésemos desde dentro hacia fuera (Figura 7-1-3) se distinguiría:

- El núcleo que es una compacta acumulación de estrellas de un os 100 pc de diámetro, contiene polvo y gas interestelar.

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- Bulbo central que tiene una distribución de estrellas ap roximadamente esférica de 6 kpc de diámetro

- Disco , constituido por estrellas y gas en un volumen de forma de disco con unos 25 kpc de diámetro y un espesor de unos 300 pc, el sis tema solar está localizado hacia el borde del disco. El disco es el que contiene la est ructura espiral.

- Halo , distribución esférica de estrellas y cúmulos glob ulares que se extiende más allá del disco, de unos 30 kpc de diámetro.

El Sol, la Tierra y los planetas están inmersos en el disco cerca de un brazo de espiral y muy alejados del centro. Esta posición impide conte mplar la Galaxia como un todo y la absorción interestelar dificulta mucho la observación en la dirección del núcleo.

La distinción en Poblaciones de las estrellas está también relacionada con su localización espacial en la Galaxia. Las estrellas situadas en el disco son ricas en metales y pertenecen a la Población I. El bulbo cen tral comprende una mezcla de estrellas de la Población I y II, mientras que el h alo visible parece estar compuesto sólo de estrellas viejas y con poco contenido metálico d e la Población II.

Rotación galáctica

Las observaciones indican que la mayoría de las est rellas en la vecindad solar y naturalmente en toda la Galaxia están confinadas en un disco estrecho. El plano de la Galaxia esta definido por la Vía Láctea y el centro de la Galaxia es en la dirección de la s nubes de estrellas más densas en la constelación de Sagitario. Como la Vía Láctea define un gran circulo en el cielo, es obvio que el Sol, actualmente, está muy próximo al plano galáctico y su desviación o distancia es meno s de unos 10 pc. Aunque la mayoría de las estrellas en la vecindad solar están en un d isco estrecho, el espesor aparente del disco depende del tipo espectral de las estrellas, el resultado de las observaciones se muestra en la Tabla 17.1, las estrellas de los prim eros tipos, que son jóvenes, están confinadas en un disco más estrecho que las de los últimos tipos espectrales que tienen en media una edad mayor.

Clase de objeto Espesor medio del disco en pc

estrellas tipo O 50

estrellas tipo B 60

estrellas tipo A 115

estrellas tipo F 190

enanas G 340

enanas K 350

enanas M 350

gigantes G 400

gigantes K 270

gas y polvo interestelar 100

estrellas de alta velocidad 3000

cúmulos globulares 4000

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El Sol está actualmente cerca del plano galáctico, pero no mantendrá esta posición indefinidamente. Como otras estrellas similares pue de alejarse muchos Kpc del plano galáctico. Sin embargo el campo gravitacional gener ado por las restantes estrellas de la Galaxia acaba invirtiendo el sentido del movimiento de modo que puede llegar a atravesar el disco galáctico , para lo que se precisaría unos 10 7 años, que es mucho menos que la edad de la Galaxia. Este proceso puede haber sucedido muchas veces a lo largo de la vida del Sol. Lo mismo debe ocurrir par a el movimiento en la dirección radial del disco. Este fenómeno sugiere que el sistema sol ar debe encontrarse en un estado de equilibrio estadístico, con estrellas moviendose en sentidos contrarios respecto al plano galáctico. Por ello, como el Sol no esta en reposo observamos asimetrías en las velocidades de las estrellas de la vecindad solar

Figura7-1-4: Órbita de una estrella del halo cuando pasa através del disco de la Galaxia. La posición del Sol está señalado con una x.

Cuando se estudian los movimientos de las estrellas en la vecindad solar se encuentra que todas las estrellas muy jóvenes tienen pequeñas velocidades (10 - 20 km/s) y que están confinadas en un disco estrecho pero una pequ eña proporción de estrellas de los últimos tipos, cuyas edades no pueden establecerse inmediatamente, tienen velocidades de hasta varios cientos de km/s. Con tales velocida des estas estrellas de alta velocidad son capaces de moverse muchos kiloparsecs desde el plano galáctico antes de que su movimiento sea invertido por el campo gravitacional de la Galaxia. Esto significa que estas estrellas pasan la mayor parte de su tiempo e n el halo de la Galaxia (Figura 7-1-4). Este hecho ilustra una importante propiedad de la G alaxia: es un sistema dinámico en el que todas las estrellas se están moviendo en el cam po atractivo gravitacional de todas las demás estrellas. Todas las estrellas que están en el halo pasan periódicamente a través del disco y las estrellas que están en la ve cindad solar, en un momento dado, no permanecen siempre ahí. Aunque no podemos ir al hal o a estudiar su población de estrellas, sí somos capaces de hacerlo cuando las e strellas del halo pasan cerca de nosotros.

Las estrellas de alta velocidad forman parte de la población del halo que contiene los cúmulos globulares en particular. Estas estrellas e scapan de los cúmulos durante su vida y es posible que todas las estrellas individua les de alta velocidad fueran antes miembros de los cúmulos, se formaron dentro y han e scapado. El estudio de los diagramas H-R de los cúmulos globulares estima su e dad alrededor de los 13.5 x 10 9 años, aunque esta edad es incierta los cúmulos glob ulares son los sistemas más viejos de la Galaxia y las estrellas de alta velocidad son probablemente de edad similar. Tanto los cúmulos globulares como las estrellas de alta v elocidad tienen una fracción mucho más baja de elementos más pesados que el H y el He, en su composición química, que las estrellas del disco. Éstas tienen típicamente e ntre 1/2 y 2 veces el contenido de elementos pesados del Sol. En contraste las estrell as de algunos cúmulos globulares y estrellas de alta velocidad tienen 1/200 el conteni do de elementos pesados del Sol o aún menos.

La rotación de la Galaxia fue descubierta hacia la mitad de los años veinte y su existencia era crucial para entender el alto grado de aplanamiento del disco galáctico. Ahora consideraremos dos formas de determinar la ve locidad de rotación del Sol, los dos métodos que son simples en concepción pero no e n ejecución, dependen de la observación de los cúmulos globulares y del Grupo L ocal de Galaxias.

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Los cúmulos globulares forman un sistema que no est á aplanado, como asociamos el aplanamiento del disco con su rápida velocidad de r otación, esto sugiere que los cúmulos globulares deben ser o no rotantes, o lento s rotadores. Sin embargo al observarlos obtenemos una velocidad de rotación sig nificativa, que tiene que ser debida a la velocidad de rotación del Sol. Diferentes obse rvaciones de los cumulos globulares proporcionan valores para la rotación solar compren didos entre 200 y 220 km/s.

Nuestra Galaxia, como veremos en el tema siguiente, forma parte de un sistema de galaxias llamado el Grupo Local de Galaxias, y es l a segunda más masiva del grupo siendo la más grande la galaxia Andromeda (M31). Se supone que el grupo local no r ota y usamos su velocidad de rotación aparente para est imar la velocidad de rotación del Sol. Los valores obtenidos son del orden de 300 km/ s. Este resultado y el anterior son algo diferentes y sugieren que la velocidad del Sol debe estar entre 200 y 300 km/s y que ni los cúmulos globulares, ni el Grupo Local de Gal axias rotan muy rápidamente.

Es razonable suponer, en una primera aproximación, que las estrellas se mueven en rotación pura alrededor del centro de la Galaxia, d espreciando sus movimientos en el plano galáctico y él perpendicular al plano. La rot ación de la Galaxia es una rotación diferencial los objetos no giran con la misma veloc idad angular, ésta disminuye con la distancia al centro galáctico y disminuye tan rápid amente que la velocidad lineal de rotación permanece prácticamente la misma , de uno s 220 km/s, desde 1 kpc hasta 15 kpc del centro. Así el Sol situado a unos 10 kpc (R 0) tarda alrededor de 200 millones de años en dar una vuelta completa alrededor del centr o de la Galaxia.

La ley de rotación de la Galaxia

Figura 7-1-5: La posición del Sol es S y una estrella E de longitud galáctica l y distancia R al centro de la Galaxia C. Las flechas indican los movimientos circulares del Sol y la estrella.

La ley de rotación de la Galaxia o la obtención de su curva de rotación, está basad a en la medida de velocidades radiales respecto al Sol. Se puede expresar la velocidad radial, v r, en función de la velocidad lineal de rotación o de la velocidad angular. Supóngase (Figura 7-1-5) una estrella E, de longitud galáctic a l, a la distancia R del centro y a la distancia r del Sol y cuya velocidad lineal de rota ción es θθθθ , y θθθθ 0 es la velocidad lineal de rotación del Sol. La velocidad radial observada de la estrella E será la diferencia de l as proyecciones de θθθθ y θθθθ 0 sobre la línea de observación SE

v r = θθθθ cos αααα - θθθθ 0 sen l

en el triángulo SEC: sen l/ R = sen (90 + αααα ) / R0 = cos αααα /R0 sustituyendo en la expresión anterior

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v r = (θθθθ / R) R0 sen l - θθθθ 0 sen l

Curva de rotación

Para construir la curva de rotación es necesario ob tener simultáneamente las velocidades de rotación y las distancias galactocén tricas de un gran número de objetos. Esto se puede hacer a partir de estrellas de tipo O y B, de Cefeidas , pero sobre todo a partir de las regiones H II que tienen un espectro de líneas de emisión que permiten medir las velocidades radiales. Las distancias a qu e se encuentran las regiones H II es la misma que la de la estrella excitadora, que se calc ula a partir de la magnitud absoluta y la medida de la aparente. Las distancias heliocéntr icas, r, se transforman en distancias galactocéntricas, R, por la relación geométrica (ver Figura 7.1.5)

R2 = R02 + r2 - 2 r R0 cos l

la velocidad radial observada, como hemos visto ant es, se transforma en velocidad de rotación galactocéntrica por medio de

vr = (θθθθ / R) R0 sen l - θθθθ 0 sen l

Figura 7-1-6: Trayectoria a gran escala de la rotación diferencial para un observador que se mueve con la velocidad del Sol. La nube 2 es la que tiene la máxima velocidad positiva.

Para obtener la curva de rotación se necesitan alca nzar grandes distancias, pero debido a la absorción interestelar es necesario recurrir a las observaci ones radioastronómicas. Se observan las nubes de H I en la línea de 21 cm, imagínese que apuntamos un radiotelescopio en la dirección de longitud galáctica l. Debido a la rotación diferencial se verá la nube de H I 2 (Figura 7-1-6) que se mueve m ás deprisa alejándose de nosotros; las nubes 1 y 3 se mueven más lentamente alejándose ; la nube 4 no tiene movimiento relativo a nosotros y la nube 5 se mueve hacia el o bservador. Como no conocemos las distancias, en el caso de la nube 1 y 3 sólo vemos que tienen la misma velocidad radial y la misma posición angular en el cielo (igual l en e l plano galáctico). Sin embargo, la nube 2 es única, ya que sólo hay un punto tangente que d a lugar a que la velocidad relativa al Sol sea máxima. Como en este punto tangente sí cono cemos la distancia:

R = R0 sen l

se puede obtener la velocidad de rotación y la dist ancia simultáneamente.

Apuntando el radiotelescopio a diferentes longitudes galácticas, l, podemos obt ener la velocidad de rotación para diferentes distancias. E ste método sólo es válido para valores

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de la distancia R menores que la distancia solar al centro galáctico R 0. Para distancias exteriores tenemos que utilizar las regiones H II.

Para determinar R 0 se puede utilizar el método original de Shapley qu e supone que el centro de la Galaxia es el centro del sistema de lo s cúmulos globulares. Hay tres problemas al usar esta técnica, se necesita un catá logo suficientemente completo de cúmulos distribuidos alrededor del centro, segundo, debe haber una luminosidad absoluta bien definida, para algún tipo de estrella del cúmulo, para poder deducir la distancia a partir de la luminosidad aparente y por último la distancia estimada no debe estar seriamente afectada por la absorción interest elar. Dos investigaciones recientes dan:

R0 = 8.5 ± 1.0 kpc R0 = 6.8 ± 0.8 kpc

En 1964 la Unión Astronómica Internacional (IAU) adoptó el valor de R 0 = 10 kpc y velocidad de rotación igual a 250 km/s. En 1982 un comité de la IAU recomendó nuevos valores estándares, su recomendación fue aceptada e n 1985, donde R 0 = 8.5 kpc, velocidad de rotación = 220 km/s.

Figura 7-1-7: Curva de rotación de la Galaxia. La curva de trazos indica como seria la curva de rotación de la Galaxia sí ésta rotase uniformemente o fuese de masa puntual (orbita Kepleriana)

Una vez obtenidas las velocidades de rotación y las distancias al centro galáctico se puede construir la curva de rotación que tiene la f orma de la Figura 7-1-7 La estructura detallada de la región central es incierta, sin emb argo es seguro que después de una rápida subida cerca del centro de la Galaxia, la ve locidad de rotación varía relativamente lenta para grandes distancias. Por tanto, la Galaxi a es un sistema que rota diferencialmente con la velocidad angular disminuye ndo hacia fuera, hay un declive después de la subida inicial y luego es prácticamen te plana.

1.4. Masa de la Galaxia

La masa de las galaxias, altamente aplanadas como l a nuestra, se puede calcular suponiendo que sólo el movimiento de rotación galác tica es importante y se desprecian los movimientos aleatorios del gas y las estrellas que son muy pequeños comparados con la velocidad de rotación. Así se considera una Galaxia ideal en que todos sus

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constituyentes, estrellas y gas, se mueven en órbit as circulares alrededor del centro de la Galaxia. En consecuencia se podrá utilizar la cu rva de rotación para estimar la masa galáctica.

Diferentes modelos

El método implica la construcción de modelos simple s de distribución de masa galáctica, la elección del modelo se basa en el asp ecto de la galaxia . El modelo contiene algunos parámetros libres que se ajustan de forma q ue la curva de rotación teórica se aproxime a la observada. Una limitación del método es que las curvas de rotación no establecen correctamente el borde de la galaxia. En nuestra Galaxia, la curva de rotación no está bien determinada para distancias al centro galáctico mayores que la del Sol, ya que es un problema dificil determinar la estructura de un sistema desde dentro de él.

Consideremos primero el modelo más simple posible, se supone que esencialmente toda la masa de la Galaxia está contenida en un núcleo e sférico de masa, Mp, que en la posición solar produce el mismo campo gravitacional que una masa puntual. Ahora calculamos el valor de Mp para producir la velocida d de rotación observada cerca del Sol,

G Mp /R02 = θθθθ 0

2 / R0

donde R0 = 8.5 kpc y q 0 = 220 km/s obtenemos, Mp = (R0 / G) θθθθ 02 = 0.9 x 1011 M .

Aunque esta masa proporciona la velocidad de rotaci ón correcta del Sol, sin embargo, el ajuste a la curva de rotación completa es muy pobre , en particular, el valor máximo de la velocidad de rotación es demasiado alto y cerca del Sol la velocidad disminuye con la distancia mucho más rápidamente que lo observado. A pesar del ajuste tan pobre de la curva de rotación, la masa obtenida difiere probabl emente en no más del 50% del valor real de la masa contenida dentro del radio R 0.

El modelo siguiente de la galaxia sería una masa pu ntual en el núcleo y una cantidad de masa significativa fuera del núcleo. Las observacio nes de las galaxias espirales como la nuestra sugieren que el disco tiene una forma (most rada por la distribución de su luz) que es aproximadamente la de un esferoide muy plano , aparte del núcleo aproximadamente esférico. Se debe pues considerar u n modelo que tenga una masa puntual y una masa esferoidal. Se supone que el sem ieje mayor del esferoide es R 0, y debemos tener en cuenta que una considerable fracci ón de la masa de la Galaxia puede estar fuera del esferoide. Con este modelo se obtie ne para la masa puntual Mp = 0.69 x 1011 M

y para el esferoide Msph = 0.11 x 1011 M

que dan una masa total dentro del radio

R0 de

M = 0.80 x 1011 M

la masa obtenida difiere muy poco de la masa obteni da con el modelo más simple.

Introduciendo más refinamientos en los modelos, se estima que la masa total de la Galaxia es dos veces la contenida dentro del radio solar, parece claro que la masa total es al menos del orden de 1.5 x 10 11 M

, pero podría ser mucho mayor sí tuviese un halo

masivo que se extendiese hasta radios mucho mayores que R 0. Una distribución de masa esférica o esferoidal más allá del Sol no ejer cería ninguna fuerza gravitacional neta en la vecindad solar, así las observaciones de la c urva de rotación dentro del radio solar no impiden la existencia de un halo masivo. Hay obs ervaciones que sugieren la existencia de este halo masivo.

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Figura 7-1-7: Curva de rotación de la Galaxia. La curva de trazos indica como seria la curva de rotación de la Galaxia sí ésta rotase uniformemente o fuese de masa puntual (orbita Kepleriana).

Sí la mayor parte de la masa de la Galaxia terminas e en el borde de la estructura visible, el movimiento Kepleriano predice que la velocidad o rbital de las estrellas y del gas, más allá de 15 kpc, debería disminuir hacia fuera, pero la curva de rotación no disminuye sino que permanece prácticamente plana hasta unos 40 a 5 0 kpc (Figura 7-1-7). Esto implica que la masa contenida a grandes distancias continua aumentando más allá de la órbita del Sol y que nuestra Galaxia está rodeada de un halo de materia oscura que también se ha puesto en evidencia, como se verá más adelante, en otras galaxias.

1.5. La estructura espiral

Por la estructura a gran escala del disco y por la clase de objetos que lo pueblan (jóvenes cúmulos abiertos, asociaciones de estrella s tipo O, Cefeidas y regiones H II) se piensa que nuestra Galaxia es una espiral de tipo i ntermedio. Esta sugestión está fuertemente apoyada por las fotografías infrarrojas de la Galaxia que muestran un núcleo central, un anillo ecuatorial de materia oscura y u na apariencia general muy similar a las galaxias espirales externas vista de canto, es de e sperar por tanto que nuestra Galaxia tenga brazos de espiral.

Sí se quiere delinear la estructura espiral se debe analizar la distribución, relativa al Sol de objetos cuidadosamente seleccionados que sirven como trazadores de los brazos de espiral. Estos trazadores deben satisfacer los sigu ientes criterios:

1. Estar asociados con los brazos de espiral a part ir de observaciones de galaxias externas.

2. Ser jóvenes, así durante su vida no se han movid o lejos de la posición original donde nacieron.

3. Ser luminosos, para que se pueden ver a grandes distancias, permitiendo trazar los brazos coherentemente con sus grandes longitudes.

4. Ser objetos cuyos brillo s intrínsecos estén bien definidos y sean fáciles d e determinar, junto con la estimación correcta de la absorción interestelar y el enrojecimiento.

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Varios tipos de objetos satisfacen estos criterios, como son las regiones H II, las asociaciones de estrellas O, los cúmulos galácticos jóvenes, las Cefeidas y ciertos tipos de supergigantes. Las regiones H II son fáciles de encontrar y de identificar ya que su fuente de excitación son las estrellas O y satisfac en el criterio de juventud y alta luminosidad . Sus distancias se pueden estimar a partir del con ocimiento del tipo espectral , enrojecimiento y magnitudes aparentes de las estr ellas asociadas con ella. Los cúmulos jóvenes satisfacen todos los criterios enumerados antes. Sus distancias se determinan muy bien ya que sus estrellas están muy cerca o en el ZAMS y por tanto tienen muy poco rango de magnitudes absolutas y sus colores también se conocen muy bien. Lo mismo se aplica a las asociaciones de estr ellas O que son extremadamente jóvenes. Las Cefeidas clásicas son buenos trazadore s de la estructura espiral ya que obedecen a la relación periódo-color-luminosidad qu e permite obtener sus distancias. Las supergigantes de tipo A - M se observan en los brazos espirales de las galaxias externas. Sin embargo no son tan buenas trazadores de los brazos espirales como las regiones H II o las asociaciones O porque son más v iejas que esos objetos y probablemente se han alejado mucho de su lugar de f ormación. Además la calibración en magnitud absoluta no es muy precisa y es difícil determinar su enroj ecimiento interestelar, las incertidumbres en su distancia es timada es del orden del 30%.

La distribución del gas en nuestra Galaxia

La estructura espiral también se puede estudiar por la distribución del gas en nuestra Galaxia. Observaciones radioastronómicas de la líne a de 21 cm pueden utilizarse para detectar la estructura espiral en la componente gas eosa. Los resultados indican que el hidrógeno se distribuye en una estructura más o men os continua de brazos.

Los resultados de las observaciones ópticas y radio astronómicas se dan en la Figura 7-1-8. Las regiones H II son las que mejor dibujan la estructura espiral, el 80% de ellas se distribuyen en cuatro brazos espirales mayores, sim étricos dos a dos y hay algunos interbrazos o segmentos de brazos. El Sol está loca lizado en un segmento de brazo, relativamente corto, llamado el brazo de Orión y en las proximidades de esa constelación hay formación de estrellas. Dos brazos espirales ma yores están situados a un y otro lado del Sol. El brazo de Sagitario-Carina (1) en e l lado del centro galáctico, este es el brazo que se ve durante los meses de verano cuando se mira a la Vía Láctea . Durante los meses de invierno nuestra visión hacia afuera del c entro galáctico es el brazo externo de Perseo (2'). Los otros dos brazos mayores son el in termedio Escudo-Cruz (en el hemisferio sur) o de Cygnus (en el hemisferio norte ) (2) y el brazo espiral mayor interno de Norma (sur) o Centaurus (norte ) (1') simétrico del 1. En la parte central no se excluye la presencia de una barra

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Figura 7-1-8: Estructura espiral de la Galaxia determinada a partir de las regiones H II (círculos) y de radio observaciones (cuadrados). Se han ajustado cuatro brazos espirales a los datos. 1 Brazo espiral mayor, Sagitario-Carina. 2 Brazo intermedio, Escudo-Cruz. 1’ Brazo interno de Norma, simetrico de 1. 2’ Brazo externo de Perseo, simetrico de 2. El Sol se encuentra en un segmento de brazo llamado el brazo de Orión.

1.6. Esquema teórico de la estructura espiral

Como hemos dicho anteriormente los brazos espirales están formados por nubes interestelares, estrellas jóvenes O y B, cúmulos ab iertos y nebulosas de emisión. La conclusión obvia es que los brazos de espiral son l as partes del disco galáctico donde la formación estelar tiene lugar. Un problema importan te es entender como la estructura espiral persiste durante largos periodos de tiempo, ya que sí la duración fuese corta las galaxias espirales serían raras en el Universo, hec ho que es contrario a las observaciones, los 2/3 de las galaxias observadas son espirales. Sabemos que el disco tiene rotación diferencial, las partes internas del disco galáctico rotan más rápidamente que las partes externas, esto hace imposible que cu alquier estructura a gran escala ligada a la materia del disco sobreviva mucho tiemp o.

Sabemos que el Sol a unos 8 kpc del centro tarda un os 225 millones de años en recorrer su órbita galáctica alrededor del centro. Como tien e unos 4500 millones de años, el sistema solar ha dado unas 20 vueltas alrededor del centro desde que se formó. Sin embargo, en el mismo tiempo, las estrellas más próx imas al centro han dado muchas más vueltas y las estrellas del borde del disco han dado menos vueltas. El resultado es que una estructura espiral constituida por el mismo grupo de estrellas y gas necesariamente se disiparía y desaparecería en unos pocos cientos de millones de años. Así los brazos de espiral no pueden ser simplemente regiones densas de formación estelar orbitando junto con el resto del disco galá ctico. Esto es, los brazos espirales no pueden participar de la rotación diferencial.

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Teoría de las Ondas de densidad

Lin y Shu en 1963 han desarrollado una teoría que t rata de explicar como se pueden mantener los brazos espirales, es la llamada teoría de ondas de densidad . En este modelo los brazos de espiral se consideran áreas de mayor densidad en el disco galáctico a través de las cuales las estrellas, el gas y el polvo se mueven. Los brazos de espiral son pues ondas de densidad que recorren una trayectoria rotando rígidamente en un disco con rotación diferencial. La base física d el modelo de ondas de densidad se ilustra por la respuesta del gas, polvo y estrellas a un campo gravitacional rígido en forma espiral, superpuesto a un disco en rotación d iferencial. La Figura 7-1-9 muestra el disco rotando en la dirección de las agujas del rel oj, las líneas representan órbitas circulares que existirían sí no hubiese el campo gr avitacional en espiral. El mínimo de la perturbación gravitacional en espiral es la línea f uerte, que gira rígidamente con velocidad angular ΩΩΩΩ p en la misma dirección que el polvo, gas y estrella s que se mueven con su velocidad local de rotación, ΩΩΩΩ . El resultado es una rotación rígida superpuesta a un disco con rotación diferencial.

Según esta teoría la Galaxia se trata como un fluid o de estrellas, polvo y gas en el que se supone la existencia de una perturbación del potenc ial gravitacional en forma espiral, que se superpone a la rotación galáctica. Esta onda se desplaza con velocidad angular constante, en nuestra Galaxia la velocidad es ΩΩΩΩ p = 11 - 14 km s -1 kpc -1, luego tarda en dar una revolución 2ππππ / ΩΩΩΩ p = (2ππππ /11) 3.086 x 1016 = 5 x 108 años, la onda de densidad se mueve unas 2.5 veces más lenta que las estrellas y el gas (el Sol tarda unos 225 x 10 6 años).

Continuando con la Figura 7-1-9 sí consideramos en b una órbita no perturbada, ya que equidista de dos brazos la fuerza gravitacional net a es cero y su órbita no se perturba permanece circular. Continuando en su movimiento ti ende a moverse más cerca del brazo externo en el punto c, donde dominará su fuerza gravitacional y la mater ia tiende a moverse en órbitas ligeramente mayores donde, según las leyes de Kepler, su velocidad lineal es menor. Argumentos similares indican que l as estrellas o el gas que dejan el brazo espiral cerca del punto a tardan más en alcanzar el punto b en su movimiento alrededor del centro. Como resultado las estrellas, el polvo y el gas se acumulan a lo largo del potencial gravitacional en espiral. Este proceso tiende a automantenerse, ya que la materia añadida mantiene el potencial existe nte conforme otra lo deja. Las estrellas y el gas se mueven, por tanto, en órbitas perturbadas representando, el potencial gravitacional en espiral, la perturbación . La frecuencia con que la materia del

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disco produce un potencial gravitacional en espiral mínimo, está determinada por la velocidad local de rotación angular de la materia r especto al disco: ΩΩΩΩ - ΩΩΩΩ p.

El papel que desempeña la teoría de las ondas de de nsidad en el mantenimiento de la estructura espiral se puede ilustrar con el siguien te ejemplo: Supongamos una carretera por la que circula en una hora punta un camión a 20 km/h. Debido a esta circunstancia los vehículos que circulan en el mismo sentido, por ejemplo a una velocidad media de 80 km/h, son obligados a reducirla cuando llegan a sus proximidades, produciéndose así lo que se conoce como un tapón de tráfico, donde la de nsidad de vehículos es máxima. Pasado un tiempo pueden adelantar al camión y consi guen alcanzar otra vez su velocidad media. En el curso del tiempo irán renová ndose los vehículos que forman el tapón. Sí se fotografía la carretera en instantes d iferentes desde un helicóptero, se observa que el tapón se desplaza a la misma velocid ad que el camión, que es distinta de la velocidad media de los coches. En nuestra Galaxi a, los vehículos son las estrellas, el polvo y el gas y el tapón de tráfico es la onda de densidad, que se mueve a una velocidad diferente y tiene forma de espiral, frena a los objetos estelares a su llegada, permanecen allí un tiempo y después salen del brazo espiral.

Este modelo de ondas de densidad predice la formaci ón de estrellas a lo largo de los bordes internos de los brazos espirales. Los brazos de espiral son simplemente trayectorias que se mueven a través del disco, que no transportan grandes cantidades de materia de un lugar a otro. Las ondas de densida d se mueven a través de las estrellas y gas comprimiendo el disco, igual que las ondas so noras se mueven a través del aire o en un océano las olas pasan a través del agua, comp rimiendo diferentes partes del disco en diferentes instantes. Dentro de unos 15 kpc del centro la onda espiral rota más lentamente que las estrellas y el gas, así la mater ia que entra en la onda es temporalmente frenada y comprimida conforme pasa y después continua su camino. Conforme el gas entra en el brazo por la parte inte rna se comprime y forma estrellas. Las estrellas y sobre todo el gas sufren un frenado, al entrar por el borde interno del brazo, que aumenta la presión. La materia se acumula en la zona de frenado y la compresión origina el proceso de formación estelar, una parte del gas se transforma en estrellas y las más masivas formadas ionizan el gas formando re giones H II. Como las estrellas O y B y las regiones H II tienen una vida corta, su pos ición debe dibujar los brazos espirales y esto es efectivamente lo que se observa. La forma ción de estrellas es tanto mayor cuanto más fuerte es la compresión y por lo tanto l a Galaxia gira más deprisa. Así es mayor hacia el interior de la Galaxia que hacia el exterior y se anula cuando la velocidad de la onda es igual a la velocidad de rotación galá ctica. Lo que explica que no se encuentren regiones H II más allá de 15 kpc a pesar de la presencia de mucho gas.

¿Como se establece la perturbación inicial en el di sco? No hay una única respuesta, se cree que puede ser debida: (1) a inestabilidades en el gas (fuerzas no gravitacionales) cerca del bulbo galáctico, (2) efectos de marea de galaxias próximas, como las Nubes de Magallanes y (3) colisiones galácticas, ya que much as galaxias espirales parecen haber experimentado interacciones gravitacionales con sis temas próximos.

1.7. El centro galáctico

El conocimiento del centro de la Galaxia se basa en observaciones radio e infrarrojas. En la región óptica el centro está bloqueado por las n ubes oscuras del brazo espiral de Sagitario aproximadamente a 2 kpc de nosotros. El c entro de nuestra Galaxia es interesante estudiarlo porque puede ser una versión a pequeña escala de los núcleos activos mucho más violentos de algunas galaxias ext ernas. Ya que las galaxias activas contienen un agujero negro supermasivo de 10 7 M

(Ver: cuasares y otras galaxias

activas) puede ser que también haya un gran agujero negro en el centro galáctico.

Al acercarse al centro galáctico la densidad estela r continua aumentando hasta un pico central (en el núcleo galáctico hay una densidad es telar de unas 50 000 estrellas por parsec cúbico, un millón de veces mayor que en la vecinda d solar). En contraste, el gas galáctico tiene un agujero central de radio unos 3 kpc. Según algunos modelos el bulbo

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central de la Galaxia tiene forma de barra, cuyo ef ecto es canalizar el gas dentro del núcleo galáctico dejando una zona libre de gas a un radio mayor.

Dentro del agujero central hay un disco de gas nucl ear denso, su radio es de 1.5 kpc en hidrógeno neutro, pero la mayor parte de su masa es molecular y concentrada dentro de 300 pc del núcleo. La masa molecular de gas es del orden de 10 8 M

, o el 5% de la masa

molecular total de la Galaxia, estas nubes molecula res están probablemente confinadas por la presión del gas de los alrededores que es mu y caliente, T = 10 8 K. Este gas caliente puede expandirse verticalmente formando un viento galáctico, el gas perdido por el viento o por formación estelar es repuesto p or gas que cae de las partes más exteriores o de radio mayor.

Los 10 pc centrales corresponden a la fuente de rad io continuo Sgr A y a un cúmulo estelar denso que se observa en infrarrojo. Hay tam bién gas molecular con movimientos complejos y signos de formación estelar activa. Den tro de Sgr A hay una fuente de radio continuo puntual única conocida como Sgr A*, su pos ición dentro de 1" coincide con el centro del cúmulo de estrellas que es mucho más den so que cualquier otro observado en el disco galáctico . Sí el centro galáctico contiene un agujero negro Sgr A* es el candidato.

La luminosidad del centro galáctico puede deberse al cúmulo de es trellas central, aunque no se excluye la posibilidad de la existenci a de un gran agujero negro. La distribución de masa central se puede estimar model ando los movimientos observados de las estrellas y el gas, el mejor ajuste con las observaciones se obtiene con los modelos que tienen una distribución de masa extensa , junto con una masa puntual de unos pocos 10 6 M

. El tamaño de Sgr A* es menos de 10 ua, la explic ación más

plausible para esta estructura compacta es que Sgr A* es un agujero negro de unos pocos millones de masas solares.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones

l.- Cuales son las características de la estrellas de la Población I y de la Población II.

2. ¿Qué es el halo galáctico?

3. ¿Por qué la descripción en radio de la Galaxia e s más completa que la descripción en el óptico?

4. Cómo se distribuyen los cúmulos globulares y gal ácticos en la Galaxia.

5. ¿Porqué es importante la línea de 21 cm para det erminar la masa y la estructura de la Galaxia?

6. Qué forma tiene nuestra Galaxia y qué es su curv a de rotación.

7. Cómo es la rotación de la Galaxia y la rotación de los brazos espirales.

8. ¿A qué se debe la estructura espiral de la Galax ia?

9. ¿Qué implica que la curva de rotación de nuestra Galaxia sea plana?

10. ¿Cómo se relaciona el contenido metálico de una estrella con su edad?

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11. ¿Cómo y por qué se mueven las estrellas durante la noche y de qué manera interviene la latitud?

Problemas

1. Calcular la masa total que tendría la Galaxia de ntro de un radio de 20 kpc sí la velocidad de rotación lineal a esa distancia es 240 km/s

2.- Calcular cuanto tiempo tarda el Sol en dar una vuelta alrededor del centro de la Galaxia. ¿Cuantas vueltas ha dado a lo largo de su vida?

Soluciones Cuestiones

2. ¿Qué es el halo galáctico?

La región más externa, y menos densa de nuestra Gal axia

3. ¿Por qué la descripción en radio de la Galaxia e s más completa que la descripción en el óptico?

Las radioondas no sufren extinción estelar y las es tructuras emisora se pueden observar a mayor distancia.

4. Cómo se distribuyen los cúmulos globulares y gal ácticos en la Galaxia.

Globulares en el halo y galácticos en el disco de l a Galaxia.

Problemas

1. Calcular la masa total que tendría la Galaxia de ntro de un radio de 20 kpc sí la velocidad de rotación lineal a esa distancia es 240 km/s

M = 2.6 x 1015 M

Unidad didáctica 2: Las galaxias

2.1. Introducción

Fuera de nuestra Galaxia observamos unos objetos ai slados que presentan una gran variedad de formas, algunas muy llamativas. Son las galaxias. De gran tamaño, que puede duplicar el diámetro de nuestra, exhiben luminosidad es muy elevadas que permiten identificarlas a grandes distancias facili tando la descripción del universo a gran escala y la elaboración de controles de las te orías cosmológicas.

La astrofísica extragaláctica comprende el estudio de la formació n, estructura y evolución de los sistemas estelares externos a nues tra Galaxia, y de sus agrupaciones en cúmulos y supercúmulos. Las corrientes investiga doras actuales sitúan la formación de galaxias en el marco de la cosmología de los primeros instantes de la vida del Universo, en tanto que la estructura y evolución so n objeto de la Astrofísica propiamente dicha.

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La interacción entre la astrofísica extragaláctica y la Cosmología tiene lugar en un sentido que confiere a las galaxias y sus agrupacio nes, un papel central en el conocimiento de la estructura y evolución del Unive rso a gran escala, de manera que el estudio de éste debe ir precedido por una discusión de las propiedades observadas de las galaxias.

2.2.- Morfología

• Elípticas • Espirales • Irregulares • Lenticulares

Fugura.7.2.1: Morfología de las galaxias

La facilidad con que en muchos casos pueden disting uirse las formas de la galaxias, explica que los primeros estudios estuvieran dedica dos a la descripción de sus estructuras y a la agrupación de las que presentaba n formas comunes. Un método que es similar al empleado en el desarrollo de otras ci encias. Consiste en distribuirlas de acuerdo con su apariencia en clases caracterizadas por una galaxia standard o prototipo. El paso siguiente es la búsqueda de un parámetro qu e varíe secuencialmente con las distintas clases. Si éste puede ser interpr etado en un contexto físico o astrofísico, la clasificación morfológica deviene u n instrumento susceptible de proporcionar información fundamental acerca de la f ormación de las galaxias y de su evolución. También sobre aspectos relevantes como l a naturaleza de las galaxias, la influencia del medio circundante sobre ellas, el or igen y los mecanismos responsables de la diferentes estructuras, los posibles factores que determinan las clases en el momento de la formación, etc.

La primera clasificación fue realizada por Hubble q uien agrupó las galaxias en tres clases de acuerdo con su aspecto,

• Elípticas E • Espirales S • Irregulares I

Más tarde se descubrió una cuarta clase, las lentic ulares SO, intermedia entre las elíptica y espirales (Fig. 7-2-1).

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Elípticas

Figura 7-2-2: Galaxias elípticas

Las galaxias elípticas ( Fig. 7-2-2 )adoptan formas que van desde la esfera al elipsoide más o menos achatado y no muestran detalles estruct urales. El brillo es más intenso en el centro y disminuye progresivamente hacia los bor des. Se designan con la letra E, seguida de un número, n, que representa la excentri cidad

siendo a y b los semiejes mayor y menor de la galaxia. Así E0 co rresponde a las esferoidales y E7 a las que presentan el máximo ach atamiento.

Las elípticas aparecen muy enrojecidas, presentando un movimiento de rotación muy pequeño. El polvo y el gas son escasos y parecen pr oceder de galaxias colisionantes, de donde son extraídos por un proceso de atracción gra vitacional. Las observaciones en rayos X han facilitado la detección de una gran can tidad de gas caliente en ciertas elípticas, el cual cae hacia el centro aumentando s u densidad y enfriándose y generando los llamados flujos de enfriamiento. Tiene un gran interés ya que son lugares de formación de estrellas ordinarias y también de estr ellas marrones ( protoestrellas de pequeño tamaño que abortan y no llegan a la fase de las estrellas ordinarias).

En 1984 se descubrieron alrededor de las galaxias e lípticas estructuras en forma de conchas que contienen estrellas. Son muy finas y po co brillantes y aparecen en la observación como arcos de círculo alrededor de la g alaxia. Un primer estudio estadístico reveló su existencia en un 20% de las galaxias elíp ticas aisladas. Sin embargo no aparecen en las que son miembros de agrupaciones, d onde son probablemente destruidas por interacciones con otros galaxias. Un caso particularmente llamativo es la galaxia NGC 3923 donde hay unas 26 conchas identificadas, la ú ltima de las cuales dista unos 120 kpc del centro. Estas estructuras evidenci an mecanismos de interacción entre galaxias, de aquí su importancia. La elíptica colis iona con un pequeño compañero que describe alrededor de ella una órbita cuasi radial, el cual pierde su identidad dejando su población estelar en las conchas.

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Espirales

Figura 7-2-3: Galaxias espirales

Tienen un bulbo central del que arrancan unos brazo s espirales ( Fig. 7-2-3), que están contenidos en un disco, identificado fácilmente al observar la galaxia de canto. Están simbolizadas con la letra S seguida por una minúscu la (a, b, c, d, m) que representa distintos estados. En la primera clasificación de H ubble el último estado era c, posteriormente con el incremento del censo de galax ias fue prolongado hasta d y m. De esta manera las espirales son agrupadas de acuerdo fundamentalmente con tres criterios:

• relación entre los tamaños del bulbo y el disco, di sminuye de Sa a Sm • apertura de los brazos espirales, mas abiertos en S m que en Sa • cantidad de gas y estrellas jóvenes, aumenta de Sa a Sm.

Las Sd y Sm representan una transición con las irre gulares ya que los brazos espirales están muy mal definidos y son difusos. Un observado r experimentado puede identificar con un pequeño margen de error unos estados interme dios denominados Sab, Sbc, etc. Nuestra Galaxia parece ser de tipo Sbc.

Irregulares

Un cierto número de las galaxias identificadas son amorfas, no presentan una simetría apreciable y carecen de bulbo o núcleo. Reciben por ello el nombre de irregulares y están caracterizadas con el símbolo Irr. Tienen una gran cantidad de gas y estrellas jóvenes y son las mas azules.

Lenticulares

Pueden considerarse, desde el punto de vista purame nte morfológico, como una transición entre las elípticas y espirales. Present an un plano ecuatorial o envoltura rodeando un bulbo brillante, como las espirales, pe ro carecen de brazos. Las SO pueden tener estructuras tales como lentes, anillos, franj as de polvo, barras, etc. y en general no son difíciles de clasificar con buen material obser vacional. Algunas de ellas contienen gas neutro e ionizado. Los estudios fotométricos de l bulbo han favorecido su inclusión entre las E y S. Su origen es todavía objeto de con troversia aun cuando las corrientes actuales consideran que podrían haber sido inicialm ente espirales que habrían consumido su gas. Una fracción de las galaxias clas ificadas como elípticas en los

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catálogos, pueden ser en realidad lenticulares que han sido observadas en la dirección del polo. Las SO completan la llamada secuencia de Hubble,

E - SO - S – Irr

Figura 7-2-4: Galaxias con barras

Las formas descritas anteriormente han sido ampliad as al progresar las técnicas de observación que han revelado la existencia de galax ias con barras, anillos y otras estructuras destacadas. Las primeras ( Fig. 7-2-4 ) son una variedad de las espirales cuyos brazos surgen de los extremos de una barra, a parentemente muy luminosa, superpuesta al bulbo. Se designan como SB seguido d el estado correspondiente a la espiral. Aparecen con la misma frecuencia que las e spirales ordinarias, y el tamaño y luminosidad de la barra, aparentemente muy grandes, no superan el 15% del diámetro y brillo total de la galaxia. Las estrellas en la reg ión de la barra muestran un movimiento no circular, con órbitas fuertemente excéntricas qu e son paralelas a la barra. Tampoco son circulares los movimientos del gas. Estas barra s aparecen con más frecuencia en los primeros tipos de espirales. (SBa-SBc) que en l os últimos (SBd-SBm).

Como ocurre en general en la naturaleza, la transic ión entre espirales barradas y ordinarias es difusa. Muchas galaxias combinan el a specto de ordinarias puras y barradas. Para distinguir estas formas, algunos aut ores utilizan el símbolo SA para las ordinarias y el SBA para los casos intermedios.

Las espirales barradas presentan una variedad carac terizada por la presencia de un anillo, que tiene como eje la barra, del que surgen tangencialmente los brazos espirales. Mantienen la clase y estado de las SB añadiendo par a caracterizarlas una r entre paréntesis, por ejemplo, SBa(r), SBb(r), etc. En el caso de las transiciones entre las galaxias barradas con anillo y sin él, agregaríamos rs, SBa(rs).

La clasificación morfológica en si misma aporta una información útil. Revela diferencias importantes en los contenidos estelares y las estru cturas dinámicas, de las distintas clases de galaxias. Sin embargo sólo la clasificaci ón de las espirales es fundamental en el sentido señalado anteriormente ya que muchas de las propiedades determinantes en la clasificación, (contenido de gas, morfología de los brazos espirales, prominencia del bulbo, etc.) están conectadas con la evolución.

La clasificación morfológica en la práctica es difí cil por varias razones. La primera y más importante es que no siempre la galaxia presenta la orientación más favorable respecto a la dirección de observación. Una gran inclinación i mpide reconocer las diferentes

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estructuras, brazos, anillos, barras. Sin embargo l a observación con detectores CCD están proporcionando excelente imágenes para los es tudios morfológicos y facilitando la aplicación de métodos de clasificación basados e n criterios más objetivos.

2.3.-Velocidades

Figura 7-2-5: Efecto Doppler

Los métodos para determinar la velocidad de una gal axia están basados en el efecto Doppler, explicado anteriormente, que requiere la m edida , ∆ λ = λ (observada) - λ ( laboratorio), del desplazamiento de las líneas espectrales,

donde c es la velocidad de la luz. Como el observad or no está en reposo respecto a la fuente emisora sino en movimiento, es necesario int roducir correcciones en la medida. Las principales son: movimiento de la Tierra alrede dor del Sol, del Sol hacia el apex, movimientos internos del Grupo Local de galaxias, e tc. Estas velocidades son positivas si la galaxia se aleja del observador y negativas e n caso contrario. En el primer caso las líneas espectrales observadas están desplazadas hac ia el lado rojo del espectro y en el segundo al azul. La aplicación de este método ha pe rmitido conocer las velocidades de un gran número de galaxias, que son siempre positiv as en las mas lejanas. Esto es, a partir de una cierta distancia todas las galaxias e stán alejándose de nosotros. Esta recesión de las galaxias encierra claves de enorme importancia para comprender la formación, estructura y evolución del universo y se rá considerada con detalle más adelante. En astrofísica extragaláctica es frecuente expresar la velocidad mediante un parámetro z que recibe el nombre de desplazamiento hacia el rojo. Esta definido por la relación,

Por ejemplo, una línea de hidrógeno Hββββ que aparece en el espectro de un laboratorio terrestre aproximadamente en 4860 Å es observada en una galaxia con z = 0. 5 en 7290 Å

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2.4 Distancias

• Método de las Cefeidas • Método de las Supernovas • Ley de Hubble

El procedimiento más directo y preciso, también el más tradicional, para medir distancias es la paralaje trigonométrica. A pesar del enorme progreso realiz ado y de las experiencias proyectadas, este método no es aplicab le a la medida distancias de estrellas lejanas ni por supuesto de las galaxias. La determinación de las distancias extragalácticas es un proceso muy complejo, ya que es necesario profundizar en el cielo de forma progresiva. El método esta basado en la el aboración de unos indicadores de distancias de manera que los objetos más cercanos s on utilizados para calibrar los más distantes. Estos indicadores son en su mayoría obje tos cuyas propiedades permiten relacionar de la manera más rigurosa posible la magnitud absoluta con la distancia. Así restando a la magnitud aparente , mv , la absoluta, M v , resulta un valor que es proporcional a la distancia.

No hay un indicador de distancia que pueda ser cons iderado perfecto. Cada candidato ha de ser sometido a tests observacionales directo s que permitan medir su sensibilidad a varios parámetros tales como la luminosidad de la galaxia, color, metalicidad, tipo Hubble, etc. En muchos casos no es posible llevar a cabo un control completo y además los errores de los indicadores cercanos se propagan a los más lejanos.

Método de las Cefeidas

Figura 7-2-6: M étodo de las cefeadas

El progreso de las técnicas observacionales ha faci litado la identificación de cefeidas en galaxias situadas a distancias que pueden alcanzar los 15 Mpc ( Fig. 7-2-6). Sin embargo su utilización presenta algunos problemas. Recordem os que el método para la determinación de distancias esta basado en la medid a de la magnitud aparente, m v , y el cálculo de la absoluta, M v , a partir de una relación de la forma,

< Mv > = cte. log P + cte. < (B-V)o >

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donde el corchete representa los valores medios. Pu es bien, el índice de color intrínseco (B-V)o depende de la abundancia metálica de manera que los coeficientes obtenidos en los procesos de calibración varían con la metalicid ad, que no tiene porque ser la misma en todas las galaxias .

Supernovas

Figura 7-2-7: Supernovas

Las supernovas son extremadamente luminosas, M ~ -1 9.5 en el instante de la explosión, y ofrecen una ruta atractiva para la determinación de distancias extragalácticas (Fig. 7-2-7). Las más utilizadas son las de tipo Ia ya que su s luminosidades varían muy poco.

A los indicadores ya conocidos en la astrofísica estelar, como Cefeidas , RR Lyrae, novas, supernovas, etc. hay que añadir otros más el aborados y complejos, como la relación de Tully-Fisher basada en la medida de la anchura de la línea de 21 cm observada en radio, o el método de Sunyaev-Zeldovic h que requiere observaciones en el dominio de los rayos X.

Ley de Hubble

La utilización de los métodos citados ha permitido la determinación de las distancias de un gran numero de galaxias. Representando en un dia grama la velocidad frente a la distancia (Fig. 7-2-8) observamos que entre ambas e xiste una relación lineal que puede ser expresada mediante la ecuación,

v = c z = cte. x d

que muestra que las galaxias están alejándose con u na velocidad que es proporcional a la distancia d.

197

Figura 7-2-8: Ley de Hubble

La velocidad de la luz esta representada por c y z es el desplazamiento al rojo , que resulta de la aplicación de la formula de Doppler. Esta ley fue descubierta por Hubble y ha sido bautizada con su nombre. La constante, la p endiente de la recta, designada como Ho, es de una enorme importancia ya que es pro porcional a la edad del universo. Su determinación es uno de los grandes objetivos de la cosmología observacional. Para esta tarea es necesario observar un gran número de galaxias, cubriendo un rango de distancias lo más amplio posible y buscando siempre la mayor la precisión en la medida de las velocidades y distancias. Actualmente su val or está comprendido entre 60 y 70 km s-1 Mpc -1. La imprecisión de Ho y la complejidad conceptual de la distancia - en el universo lejano son significativos los efectos de l a geometría y dinámica del universo-, han favorecido la utilización general de z como ind icativo de la distancia. Las galaxias cercanas tienen desplazamientos al rojo próximos a cero y las más distantes superan z=5.

Para el cálculo del desplazamiento al rojo de las g alaxias muy lejanas, cuyas velocidades son muy elevadas, es necesario aplicar una expresió n un poco más complicada, la correspondiente al efecto Doppler relativista,

2.5.-Fotometría

Figura 7-2-9: Fotometría

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La magnitud de una galaxia proporciona datos de gra n interés acerca de su estructura y principales propiedades. Sin embargo la indefinició n de los bordes de la galaxia es una fuente de incertidumbre en la determinación de las magnitudes, también de sus dimensiones, y requiere la elaboración de unos crit erios convenidos sobre lo que se entiende por magnitud y diámetro de una galaxia. Po r ello su significado es algo diferente del que tienen en las estrellas, donde es posible estimar la totalidad de la luz emitida.

La fotometría fotoeléctrica, profusamente utilizada para la dete rminación de las magnitudes estelares, es de escasa aplicación en la s galaxias en razón de la técnica utilizada y la información obtenida, que tiene un i nterés muy limitado. Básicamente proporciona magnitudes y colores a través de apertu ras concéntricas del diafragma. Si son pequeñas sólo recogen la luz del núcleo pero al aumentarlas progresivamente entra una fracción cada vez mayor de la radiación emitida por la regiones periféricas. Observamos entonces que los colores son cada vez má s azules en todos los tipos de galaxias, excepto en las irregulares. Este fenómeno es muy apreciable en las espirales y muy poco en las elípticas, donde a partir de un cie rto valor de la apertura, el color permanece prácticamente constante (Fig. 7-2-9).

La interpretación de lo resultados anteriores revel a que las regiones extranucleares de las elípticas contienen estrellas del mismo tipo espectral . En las lenticulares y espirales, los colores de las componentes nuclear y del disco son muy diferentes y varían con el estado. En ellas, el núcleo es más rojo que el disc o y por tanto su población estelar está constituida por estrellas más frías. Las irregulare s muestran un comportamiento diferente, son más azules en el centro, estrellas m ás jóvenes y calientes, que en el borde.

Figura 7-2-10: Isofotas

A diferencia de las estrellas, las galaxias son obj etos extensos y esta propiedad facilita un análisis fotométrico más detallado, utilizando p ara ello imágenes adquiridas con placa fotográfica o detectores CCD. Es posible de esta manera establecer la variación de la luminosidad a lo largo del diámetro de la galaxia y construir isofotas, que son curvas que unen los puntos de igual luminosidad ( Fig. 7-2 -10 ). La isofota más alejada, la que encierra la mayor cantidad de radiación emitida, se rá la más representativa de la magnitud total. Para que los valores obtenidos sean independientes de las propiedades de las galaxias y de las técnicas de observación, l as magnitudes se refieren siempre a una isofota concreta adoptada por convenio.

La obtención de la luminosidad debe estar precedida , como ocurre en las estrellas, por la observación de la magnitud aparente y su posterior corrección de las distintas perturbaciones que enmascaran el valor real. Uno de ellos está causado por la emisión del fondo del cielo, que se superpone a la propia d e la galaxia. Son también importantes las extinciones de la luz producidas por los medios interestelares del objeto estudiado y de nuestra propia Galaxia. En una galaxia espiral v ista de cara la extinción interna es prácticamente nula y pero será máxima si aparece de canto, a causa del mayor contenido de polvo del disco. Para un tipo dado de galaxia espiral, la extinción dependerá de la inclinación del disco, respecto a l a dirección de observación.

199

Cuando la luz sale de la galaxia ha de recorrer un largo camino a través del medio intergaláctico . Pero al contrario de lo que sucede en el medio interestelar , la luz no experimenta una extinción apreciable ya que la mate ria intergaláctica es extremadamente tenue. Otros efectos a tener en cuen ta son causados por el desplazamiento al rojo de la luz.

Si m λλλλ (obs) es la magnitud aparente observada corregida ya del fondo de cielo, A λλλλ y Aλλλλ (i) son respectivamente las extinciones producidas al atravesar la luz nuestra propia Galaxia y el medio interestelar de la galaxia observada y K λλλλ engloba los efectos producidos por el desplazamiento al rojo, la magnit ud corregida que interviene en el cálculo de la absoluta será,

mλλλλ (corregida) = mλλλλ (obs) - Aλλλλ - Aλλλλ (i) - Kλλλλ;;;;

2.6.-Contenido estelar

Figura 7-2-11: Espectro de absorción

Las observaciones fotométricas muestran que la luz emitida por las galaxias esta originada fundamentalmente por su población estelar . La situación ideal sería aquella que permitiera la observación individualizada de la s estrellas y el estudio directo de sus propiedades. Pero este objetivo sólo es posible alc anzarlo de modo parcial en las galaxias más próximas. Para las restantes, hemos de contentarnos con la observación de la luz integrada, que resulta de la superposició n de la radiación que emiten las estrellas.

El espectro de absorción constituye un excelente indicador que permite, med iante su modelización obtener el censo estelar. Sin embargo su simple inspección revela que las estrellas gigantes de tipo K0 ( Fig. 7-2-11) domina n la luz de las elípticas y a medida que avanza la secuencia de Hubble, la población estelar responsable de la luz es cada vez más caliente, de tipos G0 en las Sc y A en las irre gulares. Para una galaxia determinada, las clases espectrales estelares son diferentes en las regiones ultravioleta e infrarroja.

2.7.-Dimensiones

Durante muchos años los diámetros de las galaxias s e medían visualmente en las imágenes recogidas en placas fotográficas. Los resu ltados tenían errores difíciles de evaluar. En principio sólo podemos medir lo que vem os y las regiones luminosas son una fracción, en algunos casos pequeña, de la galaxia real, cuyos limites son difusos, indefinidos e inobservables. El procesado de la emu lsión fotográfica y la valoración de

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los tiempos de exposición constituyen una fuente de errores, a los que hay que añadir los inherentes a la utilización del ojo como instru mento de medida. Hay que agregar además que el diámetro de la imagen depende de su i nclinación respecto a la dirección de observación y también de la extinción , que disminuye el brillo superficial.

Todo ello ha llevado a la necesidad de definir un p arámetro que pueda ser utilizado como un indicador objetivo y reproducible del diámetro d e una galaxia. Actualmente se define como radio de la galaxia el de una isofota de 25 ma gnitudes por segundo de arco al cuadrado que comprende entre el 70 y el 90% de la luminosidad emitida por las galaxias normales.

Estos diámetros fotométricos no son absolutos, sino que dependen de la isofota. Pueden ser distintos en dos galaxias de las mismas dimensiones pero con densidades de luminosidad diferentes. Los diámetros lineales, en cuyo cálculo interviene la distancia, están mayoritariamente comprendidos entr e 0.1 y 50 kpc.

2.8 Masas

• Curvas de rotación • Dispersión de velocidades • Galaxias binarias

La masa de una galaxia es un parámetro cuyo conocim iento es indispensable para la elaboración de modelos dinámicos, está relacionada con propiedades fundamentales y aporta información de interés cosmológico. Puede se r determinada a partir de los siguientes métodos:

• Curvas de rotación (disco de las espirales) • Dispersión de velocidades (elípticas y bulbos de la s espirales) • Galaxias binarias.

Curvas de rotación

Las galaxias espirales contienen una fracción de su masa en for ma de gas interestelar que puede estar bajo la forma de gas caliente conte nido en nebulosas de emisión ( regiones HII) o frío, localizado en las zonas exter nas de la galaxia. En el primer caso puede ser observado en el rango óptico y en el segu ndo en radiofrecuencias. La energía cinética de este material, y también de las estrell as, es principalmente rotacional . En la vecindad solar la velocidad está comprendida entre los 200 y 300 km s -1. Puede haber movimientos aleatorios no circulares, pero son pequ eños y raramente superan los 20 km s-1.

Consideramos, de modo simplificado una región HII situada a una distancia R del centro, que tiene una velocidad V(R). Si F es el potencial gravitacional resulta,

En el caso más simple, con un potencial newtoniano,

V en km s -1, R en kpc y M en masas solares. Es necesario obser var a la mayor distancia posible del centro, con el fin de que la materia co ntenida dentro de R represente la

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totalidad de la galaxia. Como no existe gas calient e, regiones HII, a distancias suficientemente grandes del centro, es necesario ob servar también gas frío, que emite en radiofrecuencias donde es muy intensa la línea d e hidrógeno de 21 cm.

Figura 7-2-12: Curva de rotación

Al representar la velocidad de rotación, V, en func ión de R resulta la llamada curva de rotación (Fig. 7-2-12), obtenida a partir de observ aciones ópticas y radioastronómicas. Modelando la curva de rotación resulta una expresió n de gran utilidad entre la masa, el valor máximo de la velocidad, V max , y la distancia al centro correspondiente, R max ,

que es muy útil, ya que la anchura de la línea de 2 1 cm es proporcional a 2V max. Particularmente interesante es la relación entre V max y la luminosidad de una galaxia, dada por

L = const. V 4max

que constituye la base del método de Tully-Fisher p ara la determinación de distancias extragalácticas. El régimen plano de la curva de rotación a grandes distancias es un resultado de carácter general e implica que la masa crece lineal mente con el radio, ya que la velocidad es constante. Por otro lado la fotometría superficial muestra que la luminosidad disminuye con R hasta un punto en que s e confunde con el fondo de cielo. Esto implica que la relación masa luminosidad crece con la distancia. Por tanto existe una fracción de la materia de la galaxia, que puede ser muy grande, que no es luminosa y puede estar almacenada en el halo .

La naturaleza y propiedades de esta materia oscura son objeto de una importante controversia. Si es de naturaleza bariónica, materi a ordinaria, los responsables serían básicamente objetos colapsados, protoestrellas abortadas antes del inicio de las reacciones nucleares del interior (estrellas marron es), etc. Los contribuyentes no bariónicos serían partículas masivas que interaccio nan débilmente y cuya identidad es desconocida (son candidatos los neutralinos, axione s etc.). Sin embargo su existencia

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está predicha por los modelos de nucleosíntesis primordial y apoyada en la interpretación de la radiación de fondo en microond as.

Las masas de las galaxias espirales están mayoritar iamente comprendidas entre los 6x109 y 2x10 12 M

Dispersión de velocidades

Las estrellas se mueven en las galaxias en órbitas determinadas por la distribución de masas. Aun cuando las colisiones son posibles, su f recuencia es muy baja en relación con la vida media de la galaxia. Podemos considerar ésta como un sistema en equilibrio y aplicar el teorema del Virial,

2T + W = 0

donde T es la energía cinética,

y W es la energía gravitacional,

Las estrellas de las galaxias elípticas tienen órbi tas altamente excéntricas, por ello sus movimientos proyectados sobre el cielo aparecen com o oscilaciones alrededor del centro, y pueden ser representados por una distribu ción de velocidades caracterizada por una dispersión σσσσ , de tal forma que

< v2 > = σσσσ 2

sustituyendo,

Desde el punto de vista práctico el principal probl ema es la medida de σσσσ . El espectro de una galaxia elíptica es similar al de una estrella de su mismo tipo espectral ( K0 III, en el rango λλλλ λλλλ 3800-4500). La diferencia principal es que las lín eas del espectro de la galaxia son más anchas. El ensanchamiento está directamente relacionado con la dispersión de velocidades. Para determinar σσσσ se obtienen con los mismos instrumentos, telescopio y espectrógrafo , y la misma resolución, los espectros de la galaxi a problema y el de una estrella normal K0 III. Aplicando sobre el espectro de la estrella K0 III un algorítmo que contiene σσσσ como parámetro variable, se calculan diferentes es pectros ensanchados. El valor buscado de σσσσ será aquel que haga coincidir el espectro teórico con el observado de la galaxia.

El método permite estimar aceptablemente la masa de una galaxia o el bulbo de una elíptica. Su aplicación rigurosa requiere introduci r la energía cinética de rotación del

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sistema, que sabemos pequeña, la morfología de la g alaxia y una distribución gravitacional más compleja que la newtoniana.

Aplicando el método de la dispersión de velocidades resultan para las galaxias elípticas unas masas predominantemente comprendidas entre 3.6 x1010 y 3.5x10 12 M

.

Galaxias binarias

En principio el método para determinar las masas de pares de galaxias es el utilizado en los sistemas binarios estelares. Pero en la práctic a sólo es posible medir las velocidades radiales, Vr, y la separación aparente proyectada, a, de las dos galaxias. Generalmente, dos galaxias ligadas físicamente están separadas me nos de 0.2 Mpc. Asumiendo una velocidad relativa de 200 km s -1 y una separación media de 0.15 Mpc, el periodo orb ital sería de 5x10 9 años, del orden de la edad del Sol, que hace impos ible la determinación rigurosa de los parámetros de la órbita.

Si M1 y M2 son las masas de las galaxias del sistema, V es la velocidad relativa verdadera de las dos galaxias y a o su separación aparente, proyectada en la dirección de observación, promediando los restantes parámetros o rbitales resulta,

esta expresión proporciona valores medios que son útiles para el estudio de muestras de galaxias. Su aplicación a pares concretos puede servir para contrastar las masas de los miembros obtenidas por algunos de los procedimientos explicados anteriormente.

2.9. Cúmulos de galaxias

Las agrupaciones de galaxias reciben el nombre de c úmulos de galaxias. Son muy frecuentes y variadas, por el aspecto global que pr esentan, el número de sus miembros y los tipos morfológicos predominantes.

Nuestra Galaxia y las galaxias más próximas como la Pequeña y Gran Nube de Magallanes, Andrómeda, M32 y aproximadamente otras treinta más, forman el Grupo Local de Galaxias que están listadas en la tabla 1. La más distante es Pegaso, situada a 1800 kpc. Cabe la posibilidad de que haya uno o dos miembros que todavía no han sido identificados, bien por ser muy débiles o estar ocu ltos por estructuras de nuestra propia Galaxia. Las velocidades de las galaxias del Grupo Local no siguen la ley general observada en las galaxias lejanas. Hay incluso unas 17 que están acercándose a nosotros, entre ellas Andrómeda, que lo hace a un m illón de kilómetros por hora aproximadamente. La causa predominante de estos mov imientos es la rotación alrededor del centro del Grupo que está gobernada p or la gravitación.

La galaxia más cercana es la Gran Nube de Magallane s, 49 kpc, fue descubierta por el explorador Fernando de Magallanes y es observable ú nicamente desde el Hemisferio Sur. Tiene un diámetro, 6 kpc, que al dividirlo por la distancia proporciona el diámetro aparente, un parámetro muy utilizado en astrofísica que se mide en radianes o grados. Como ocurre en todas las galaxias el diámetro apare nte es mucho mayor que el de las estrellas, por ello vemos las primeras como fuentes luminosas extensas donde podemos distinguir formas y estructuras diversas. La Gran N ube de Magallanes es irregular y contiene abundante gas y estrellas que son las prin cipales responsables de la luminosidad observada, de modo similar a lo que ocu rre en nuestra Galaxia. La siguiente galaxia por su distancia, 58 kpc, es la Pequeña Nub e de Magallanes. Su diámetro es de 4.6 kpc y es también irregular y de propiedades sim ilares a la Gran Nube.

204

Figura 7-2-13: Corriente de Magallanes

La proximidad de la Gran Nube de Magallanes a nuest ra Galaxia suscitó la idea de que ambas podían estar relacionadas físicamente. El des cubrimiento de un filamento gaseoso, que enlaza las dos a la manera de un puent e, confirmó la predicción inicial y permitió trazar con detalle el camino que sigue el material de la Gran Nube hasta caer en la Galaxia. La figura 7-2-13 muestra esta corriente de Magallanes y también la existencia de un flujo de gas entre las dos Nubes. Estas estru cturas evidencian procesos de interacción y colisión entre galaxias muy frecuente s en el universo y son responsables de fenómenos muy importantes, ya que concentran mat eria en regiones gigantescas donde provocan una formación estelar excepcionalmen te intensa.

Las galaxias más grandes y brillantes de nuestras v ecindades son por este orden Andrómeda (M31) que tiene una forma espiral similar a la nuestra (Fig. 7-2-14). Está a poco más de 725 kpc y su diámetro es de 61 kpc. A 7 95 kpc encontramos otra espiral, M33, con 14 kpc de diámetro. La siguiente es M32 qu e tiene forma de elipse y está a la misma distancia que M31 pero su tamaño es más peque ño, 1500 pc.

El cúmulo de galaxias más cercano, a unos 15 Mpc, e s Virgo, en el que están bien representados todos los tipos morfológicos. Entre l os más grandes podemos citar el cúmulo Coma situado a una distancia de unos 200 Mpc . Su forma es esférica con un diámetro de 5 Mpc y una masa mil billones de veces más grande que la del Sol.

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Figura 7-2-14: Galaxia de Andrómeda

El cúmulo de galaxias más cercano, a unos 15 Mpc, e s Virgo, en el que están bien representados todos los tipos morfológicos. Entre l os más grandes podemos citar el cúmulo Coma situado a una distancia de unos 200 Mpc . Su forma es esférica con un diámetro de 5 Mpc y una masa mil billones de veces más grande que la del Sol.

De manera similar a otros cúmulos de su mismo tipo, Coma tiene una densidad de galaxias muy alta en el centro que favorece la coli sión de galaxias, produciendo un verdadero canibalismo galáctico mediante el cual una galaxia incrementa su masa y luminosidad capturando a otras de menor tamaño. La galaxia dep redadora, mediante atracción o marea, succiona primero el gas y las re giones externas de la más débil. A continuación, si la distancia es suficientemente pr óxima, repite el proceso con las estrellas, que acaban siendo incorporadas a su prop ia población estelar . Este fenómeno tiene lugar de manera suave, sin los efectos catast róficos que tendrían las muy improbables colisiones estelares, que provocarían l a liberación de enormes cantidades de energía. El resultado final es la generación en el centro del cúmulo de galaxias elípticas gigantes, cuya gran luminosidad facilita su observación a grandes distancias, y justifican la escasa representación de espirales y sobre todo irregulares.

La masa de los cúmulos puede ser calculada sumando las masas de las galaxias miembros o bien aplicando el teorema del virial, en un proceso similar al seguido en el caso de las galaxias elípticas. En el primer caso r esulta la masa de la materia luminosa y en el segundo la dinámica. Los resultados muestran diferencias importantes en el sentido de que la segunda es mayor que la primera l o que indica la existencia de materia obscura .

206

2.10. Supercúmulos y espacios vacíos

Figura 7-2-15: Supercúmulos

Las regiones más externas de los cúmulos son difusa s y extensas conectando con objetos situados a grandes distancias. Se forman as í unas superestructuras, llamadas supercúmulos, cuyas dimensiones pueden alcanzar los 100 o 150 Mpc. El Grupo Local está en el borde de uno de ellos, que tiene como es tructura más destacada el cúmulo de Virgo. Su intensa atracción gravitacional sobre los pequeños cúmulos de su entorno provoca un fenómeno denominado caída virgocéntrica, que en el caso del Grupo Local alcanza un valor de 450 km s -1.

Los filamentos que configuran los grandes supercúmu los encierran en ocasiones zonas donde la densidad de galaxias es extremadamente pequeña en relación con el medio circundante. Reciben el nombre de espacios vacíos y tienen dimensiones típicas de 50 Mpc (Fig. 7-2-15). Uno de los mayores conocidos es la Gran Muralla, que ocupa 86 x 240 Mpc.

Los supercúmulos y los espacios vacíos se acostumbr an a estudiar conjuntamente ya que ambos son identificados a partir de una base co mún y es muy probable que compartan un mismo origen y representen dos efectos complementarios de un proceso físico evolutivo.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones

1. Qué propiedades de las galaxias normales varían a lo largo de la secuencia de Hubble.

2. ¿La clasificación en elípticas, lenticulares, es pirales e irregulares tiene relación con la edad de las galaxias?

3. Cómo se mide la velocidad de las galaxias.

4. Cuál es indicador de distancia utilizado más fre cuentemente en las galaxias espirales cercanas.

5. Por qué las supernovas son unos buenos indicador es de distancias de las galaxias lejanas.

6. Cómo se determina la constante de Hubble.

7. A qué se denomina diámetro de una galaxia.

207

8. Principales diferencias entre los cúmulos de gal axias y los cúmulos galácticos.

9. Por qué hay galaxias que tienen desplazamientos al azul.

10. Qué procesos explican la existencia de galaxias elípticas gigantes en las regiones más densas de los cúmulos de galaxias.

Problemas

1. En una galaxia se observa la línea espectral H ββββ ( λλλλ 4861 Å) a la longitud de onda λλλλ 4880.4 Å. Determinar su desplazamiento al rojo y ve locidad. Si la constante de Hubble es Ho = 75 km s- 1 Mpc -1, calcular la distancia en Mpc.

2. Una galaxia tiene una diámetro aparente de 2´ 3´ ´.8 y su desplazamiento al rojo es de 0.0125. Determinar su masa expresándola en masas so lares.

Soluciones

3. Cómo se mide la velocidad de las galaxias.

Utilizando la relación Doppler

4. Cuál es indicador de distancia utilizado más fre cuentemente en las galaxias espirales cercanas.

Las Cefeidas.

5. Por qué las supernovas son unos buenos indicador es de distancias de las galaxias lejanas.

Son muy luminosas y se observan a grandes distancia s.

Problemas

1. En una galaxia se observa la línea espectral H ββββ ( λλλλ 4861 Å) a la longitud de onda λλλλ 4880.4 Å. Determinar su desplazamiento al rojo y velocidad. S i la constante de Hubble es Ho = 75 km s- 1 Mpc -1, calcular la distancia en Mpc.

d = 16 Mpc

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Unidad didáctica 3: Cuasares y otras galaxias activas

3.1. Galaxias con lineas de emisión

Figuras 7-3-1a y 1b. Galaxias con líneas de emisión.

(a) muestra dos galaxias típicas con líneas de emisión. La situada a la derecha está experimentando un proceso de colisión con otra galaxia cercana

b) muestra un espectro de líneas de emisión, producido por estas galaxias, muy diferente del que aparece en la figura 2, que está producido por una galaxia ordinaria.

En el tema anterior hemos estudiado las llamadas ga laxias normales que pueden ser clasificadas de acuerdo con sus formas sin excesiva s complicaciones y cuyas luminosidad es tienen por causa la radiación estelar. Al avanza r en la secuencia de Hubble la cantidad de gas aumenta y llega a represe ntar una fracción importante en la espirales de tipo Sd e irregulares. En estos casos aparecen ya manifestaciones de fenómenos característicos de un gas caliente. Esto es además de las líneas de absorción típicamente estelares presentan otras de emisión, p roducidas por el hidrógeno y átomos más pesados que pueden estar en niveles de ionización importantes.

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Hay sin embargo unas galaxias donde existen concent raciones de gas de gran tamaño que están calentadas por mecanismos extraordinariam ente energéticos que producen una elevada luminosidad. Es tan grande que oculta o atenúa en gran medida las características de la población estelar e incluso la propia forma de la galaxia. Exhiben excesos muy importantes en la región azul del espec tro y líneas de emisión de hidrógeno, y otras de elementos más pesados que est án prohibidas por las reglas de selección de Pauli ( Figuras 7-3-1 y 7-3-2). Por el lo es muy difícil y en algunos casos imposible, observarlas en las condiciones usuales q ue reinan en los laboratorios terrestres. Las galaxias con líneas de emisión cubren un rango muy amplio de luminosidades que revela diferencias importantes en los mecanismos responsables de la radiación. Para obtener una información primaria sobre su naturaleza no podemos recurrir a sus formas, poco definidas en unos casos e imposibles de establecer en la mayoría. No es posible por tanto aplicar los criter ios de clasificación de Hubble. Incluso si ello fuera posible, no permitiría su discriminac ión en función de los procesos responsables de sus propiedades observadas. Por ell o es necesario recurrir a métodos más complejos de naturaleza fotométrica y espectros cópica, como los utilizados para clasificar las estrellas en el diagrama H-R . El primer paso consistió en la observación fotométrica de una muestra amplia de galaxias con l íneas de emisión utilizando los filtros fotométricos U, B y V. Los índices de color U-B son muy negativos en todos los objetos indicando una fuerte intensidad de la luz e n la región ultravioleta. Por consiguiente este índice no es un buen discriminado r. La situación cambió al repetir las observaciones con los filtros infrarrojos J, H y K, que están centrados en 1.2, 1.6 y 2.2 µµµµm. El índice J-K separa las galaxias con líneas de emisión en dos grandes grupos. En el primero los valores de J-K son inferiores a 1.1, si milares a los que presentan las galaxias normales, donde constituyen un buen indicador de la radiación emitida por las estrellas frías. En el segundo son superiores, revelando la e xistencia de mecanismos mas energéticos que los puramente estelares. En muchas imágenes de las galaxias de este grupo son perceptibles estructuras irregulares, fil amentosas y chorros de gas, causados por verdaderas explosiones que dan lugar al lanzami ento de grandes cantidades de materia a velocidades muy elevadas. Por razones que justificaremos más adelante, los objetos clasificados en el primer grupo reciben el nombre de galaxias HII y los del segundo galaxias activas, aún cuando la denominació n más correcta, por razones que daremos más adelante, es la de núcleos activos. El análisis espectroscópico confirma las diferencias entre los dos grupos. Las espectros de las galaxias HII presentan líneas más estrechas y simétricas así como niveles de ioni zación más bajos que las galaxias activas. Estas últimas emiten energía en un rango m uy amplio, desde las radiofrecuencias a los rayos X, que tiene las propi edades típicas de la radiación sincrotrónica (Figura 7-3-3). La producen electrone s moviéndose con velocidades próximas a la luz , a lo largo de las líneas de fue rza de un campo magnético. Esta propiedades son consistentes con la luminosidades o bservadas que en el caso de las galaxias HII tienen un valor medio de diez millones de veces mayor que la luminosidad solar ( 10 40 L

), en las activas están comprendidas entre 10 43 y 1048

L

Figura-3-3. Radiación sincrotrónica. En el esquema B representa la dirección del campo magnético, alrededor del cual se desplaza un electrón con velocidad próxima a la luz.

210

3.2. Galaxias HII

Figura 7-3-4. Región HII. En esta sección de una nebulosa de emisión se distinguen unos puntos rojos que corresponde a galaxias recién formadas que calientan el gas, predominantemente de hidrógeno, ionizando este elemento.

La interpretación de sus propiedades observadas per mite establecer la naturaleza del motor que gobierna la estructura emisora. La radiac ión que observamos no es el resultado directo de la superposición de la luz de las estrellas, como ocurre en las galaxias ordinarias, sino que está producida por un gas caliente. Recordemos que las estrellas se originan en concentraciones de gas del medio interestelar , cuya temperatura ronda inicialmente los 50 K. Una vez formadas, emit en una fracción importante de su radiación en el ultravioleta lejano la cual, debido a su alta energía, calienta el gas circundante elevando su temperatura hasta valores c omprendidos entre 5000 y 20000 grados (Figura 7-3-4 y 7-3-5). Este proceso provoca modificaciones químicas importantes. La radiación energética produce la ionización del hidrógeno ( HII ) y los átomos más pesados, liberando electrones que colisi onan entre ellos promediando de esta forma su energía. A continuación estas partícu las participan en dos procesos importantes. Una parte de ellas es capturada por lo s protones para formar átomos de hidrógeno produciendo las líneas de este elemento. Otra colisiona con los iones, que son excitados y vuelven al estado de equilibrio dev olviendo la energía suministrada bajo la forma de líneas espectrales.

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Las estrellas jóvenes y masivas, las mas eficaces p ara producir radiación energética, constituyen por tanto el motor de las galaxias HII que mantienen su equilibrio térmico gracias a las líneas espectrales que actúan como un verdadero refrigerante.

Para explicar las luminosidades observadas es neces ario que el motor tenga más potencia que el de nebulosas como Orión. Deben nacer más estrellas por unidad de tiempo. Este hecho repercute en la composición quím ica del gas ya que, como señalamos anteriormente, las estrellas masivas evol ucionan rápidamente y devuelven al medio material procesado. Por tanto, si existe una formación estelar importante durante fracciones substanciales de la vida de la galaxia, la abundancia química del gas será mucho mayor que la observada. Para eliminar esta co ntradicción es necesario que la formación estelar intensa ocurra durante periodos r elativamente cortos, seguidos por otros de calma. Los estudios realizados fijan en un os 50 millones de años la duración de estos brotes de formación estelar (BFE).

Una galaxia puede contener uno o varios BFE y puede n surgir en objetos muy jóvenes, formando las primeras generaciones de estrellas. La observación y análisis de estos casos tiene un gran interés, ya que el gas haya no ha sido contaminado de manera apreciable por el material producido en las reaccio nes nucleares del interior de las estrellas y su composición es cercana a la que tení a el universo en los primeros instantes. Como veremos más adelante, en el tema de cosmología , en los primeros quince minutos de la vida del universo tuvo lugar l a formación de los núcleos de hidrógeno, helio en una proporción que ha permaneci do prácticamente sin variación y también trazas de litio y boro . Todos los demás el ementos fueron formados posteriormente durante la nucleosíntesis estelar.

También aparecen BFE en galaxias evolucionadas con una importante población de estrellas viejas, cuyo espectro de líneas de absorción está ocultado parcial o totalmente por la emisión del gas.

Figura 7-3-6. Efectos de la colisión de galaxias. La imagen tomada con el Telescopio Espacial Hubble corresponde a la galaxia Cartwheel (rueda de carro) situada a 160 Mpc. Su estructura es debida probablemente a la colisión ocurrida con alguna de las dos galaxias de la izquierda. En el anillo resultante de este proceso se mueve a 300000 kilómetros por hora, y en él tiene lugar una importante proceso de formación estelar.

Uno de los agentes que determina la aparición de lo s BFE es la colisión o interacción entre dos galaxias ( figura 7-3-6 ) o nubes de gas intergaláctico, que dan lugar a una

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acumulación de gas y a inestabilidades que desencad enan los procesos de formación estelar.

3.3. Galaxias activas

La familia de las galaxias activas comprende básica mente dos clases, Seyfert y cuasares a las que están asociadas distintas variedades. En la primera los niveles de ionización y la luminosidad son más bajos que en la segunda. Pero hay también otras diferencias significativas.

En el año 1943 Karl Seyfert descubrió unas galaxias , que recibieron su nombre, con núcleos relativamente pequeños y muy luminosos que presentaban muchas de las características de las nebulosas de emisión brillantes de nuestra Galaxia. Esto es, intensidad luminosa muy destacada en la región azul del espectro (exceso en el azul), y líneas de emisión permitidas y prohibidas. Estas pr opiedades, muy diferentes de las observadas en las galaxias normales, no encajaban e n los esquemas de clasificación de Hubble y ello, unido al escaso número de Seyfert id entificadas, las convirtió en objetos exóticos de escaso interés. Posteriormente se descu brieron otras galaxias con características similares, recibiendo todas ellas e l nombre de galaxias activas, y fueron agrupadas siguiendo criterios determinados por la t écnica observacional utilizada.

La mayor parte de Seyfert conocidas están en region es cercanas, de manera que sus desplazamientos al rojo son pequeños. Sus luminosid ades son mayores que las correspondientes a las galaxias con líneas de emisi ón, pero raramente superan los 10 44 L

. Comprenden básicamente dos clases, denominadas S eyfert 1 y Seyfert 2. Las primeras son más energéticas y tienen niveles de ionización más altos que las segundas.

El descubrimiento de los cuasares el año 1963 marca uno de los hitos de la astrofísica y es fruto de la aplicación conjunta de técnicas obse rvacionales en las frecuencias de radio y óptico. Los radioastrónomos del Observatori o de Jodrell Bank (Inglaterra) estaban interesados en la medida de los tamaños apa rentes de una muestra de radiofuentes del Tercer Catalogo de Cambridge, desi gnadas como 3C. Gracias a este trabajo pudo determinarse de manera muy precisa la posición de muchas de ellas facilitando su observación con telescopios ópticos. El astrónomo Maarten Schmidt seleccionó por su interés 3C273 y obtuvo su primer espectro. Observó que presentaba líneas de emisión muy anchas que, una vez identific adas, resultaron ser de hidrógeno y

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tener un importante desplazamiento al rojo , z = 0.158, que correspondía a una gran distancia. De manera que en lugar de una estrella, 3C273 debería ser una galaxia cien billones de veces más luminosa que el Sol. En la pr oximidades de 3C273 se distingue una estructura que ha sido identificada como un eno rme chorro de gas, que constituye la manifestación de procesos explosivos, muy difere ntes de los que pueden ocurrir en las estrellas ( figura 7-3-7 ).

A diferencia de las Seyfert, todos los cuasares mue stran de lejos grandes desplazamientos la rojo, siendo esta una propiedad característica a añadir a las anteriores. Sus imágenes fotográficas exhiben un as pecto muy compacto, similar al de las estrellas, por ello recibieron el nombre de cua sares (objetos cuasi-estelares).

Las propiedades de los cuasares, la interpretación de los mecanismos que dan origen a sus luminosidades, las más altas observadas en un o bjeto celeste, su formación y evolución, la naturaleza de sus grandes desplazamie ntos hacia el rojo, su distribución a gran escala en el universo y sus modos de agrupació n son algunos de los problemas que han atraído la atención de un gran número de as trofísicos. Hoy sabemos que los cuasares emiten en un rango muy amplio del espectro , desde las radiofrecuencias a los rayos gamma, pero sólo un 10% son emisores de radio importantes. También que existen diferentes variedades como los Blazares que son radiofuentes intensas y comprenden los llamados Objetos BL Lacertae cuyas l íneas de emisión son muy débiles o indetectables.

3.4. Agujeros negros supermasivos

Figura 7-3-8: Agujeros negros supermasivos. Estas tres galaxias observadas por el Telescopio Espacial Hubble son sospechosas de albergar agujeros negros supermasivos. Los indicios son siempre indirectos, y proviene de estudios de carácter dinámico de las estructuras centrales

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La interpretación actual de la enorme luminosidad observada en Seyfert y cuasares esta basada en la generación de energía provocada por la caída de materia (acreción) sobre un agujero negro central supermasivo. Si M y R son la masa y el rad io del agujero negro, la velocidad de caída de cualquier partícula será,

Como ejemplo de su eficacia consideremos una estrella de neutrones de masa M = 4x1033 g y radio, R = 10 km. Si la partícula atraída es u n protón, la energía producida es 2.7x1020 erg, un 30% de la energía de aniquilación ( m pc2 ).

El proceso de acreción produce una radiación que ej erce una fuerza sobre los electrones dirigida hacia fuera, en sentido contrario a la fue rza de gravedad, que actúa sobre los protones. Igualando ambas resulta un valor máximo d e la luminosidad para que ocurra la acreción que recibe el nombre de luminosidad de Edd ington,

Ledd = 1.3x1038 M erg s -1

donde M está expresada en masas solares. De modo qu e un objeto colapsado de 10 9 M

explicaría la luminosidad observada en muchos cuasa res. Este agujero negro tendría un radio de Schwarschild,

Rs = 3x105M = 3x109 km

más allá del cual ninguna partícula puede escapar d el agujero negro.

Si la luminosidad del cuasar fuera L edd el agujero negro central tardaría unos 50 millones de años en consumir todo el combustible disponible. Este valor puede parecer muy grande, sin embargo es prácticamente despreciable f rente a la vida media de una galaxia que es del orden del billón de años. Por ello la ac tividad no puede ser un estado permanente sino una situación temporal, transcurrid a la cual la galaxia mostrará una apariencia normal. Estudios basados en observacione s realizadas con el Telescopio Espacial Hubble y desde tierra han mostrado evidenc ias importantes en favor de la existencia de agujeros negros supermasivos en galax ias normales espirales, que estarían inactivos al no disponer de combustible su ficiente.

El agujero negro supermasivo tiene posiblemente un movimiento de rotación y un campo magnético asociado importante. Está rodeado p or un disco, llamado de acreción, sobre el que cae la materia la cual puede producir un fuerte calentamiento en regiones muy localizadas y originar explosiones de tipo nucl ear, causantes de la eyección de los chorros de gas observado en algunos cuasares. Final mente la materia del disco, después de perder parte de su energía, pasaría al a gujero negro.

Las pruebas más concluyentes de la existencia de ag ujeros negros supermasivos provienen de estudio de la cinemática del gas y las estrellas realizados a partir de observaciones en alta resolución del centro de nues tra Galaxia y de NGC 4258, una galaxia débilmente activa. Desgraciadamente este mé todo no puede ser aplicado a los cuasares y las galaxias Seyfert brillantes a causa de la variedad y complejidad de los procesos provocados por el núcleo activo. Sin embar go estudios recientes de la dinámica estelar realizados en una amplia muestra d e galaxias cercanas, confirman la que los agujeros negros supermasivos no son fenómen os raros sino muy frecuentes (Figura 7-3-8).

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3.5. Origen y mantenimiento de la actividad

La hipótesis de que el motor central de una galaxia activa es un agujero negro goza de un alto grado de consenso. Sin embargo no ocurre lo s mismo con las teorías elaboradas para explicar el origen y mantenimiento de la activ idad. Uno de los modelos que tienen más seguidores considera que la actividad es alimen tada por la evolución de las estrellas de un cúmulo, cuya formación sería consec uencia de la interacción de dos galaxias espirales normales ricas en gas.

Para explicar las galaxias activas más luminosas, d ebería existir inicialmente un agujero negro de masa intermedia y pequeña, sumergido en un cúmulo estelar de 4x10 9 M

y un

radio algunos parsecs . De esta manera el intenso campo gravitacional ase gura que la materia perdida por las estrellas y los objetos col apsados producidos en el curso de su evolución, caigan hacia el centro. El agujero negro aumentaría la masa inicial que alcanzaría después de cien millones de años un valo r superior a las 10 9 M

.

Para formar el cúmulo de estrellas, que constituye la base del modelo, es necesaria la interacción de dos galaxias ricas en gas que produc e una concentración de gas y las perturbaciones necesarias para desencadenar una for mación estelar intensa. Las colisiones de galaxias son fenómenos comunes en el universo y así lo prueban numerosas evidencias observacionales.

La frecuencia de la colisión depende de la densidad y tamaño de las galaxias. Como veremos en el tema de cosmología , el universo está en expansión y su tamaño fue en el pasado más pequeño. Por tanto la densidad de galaxi as fue mayor y las colisiones entre ellas más frecuentes. Las condiciones que reinaban en el universo cuando era más joven, debieron facilitar la formación de los cuasares que por esta razón observamos a grandes distancias. No hay que olvidar que profundi zar en el espacio implica también hacerlo en el tiempo, ya que hace miles de millones de años que los cuasares emitieron la luz que recibimos ahora.

El núcleo galáctico que ha sido alguna vez activo p uede volver a serlo si se producen las condiciones que conduzcan de nuevo el gas hacia el agujero negro central. En el caso de nuestra propia Galaxia es probable que el núcleo contenga un objeto muy compacto con 3x10 6 M

. Si radia en el límite de Eddington, su luminosidad sería de unos 10 44 erg s -

1, esto es, más próxima a una galaxia Seyfert que a un cuasar. Como la masa del agujero negro ha tenido que ser menor en el pasado, la Gala xia nunca ha podido ser un cuasar.

3.6. Esquemas unificados

Figura 7-3-9: Estructura de un cuasar. En la figura está representado el motor central de un cuasar. La posición del toroide central respecto a la dirección de observación explica las distintas variedades de cuasares.

Las propiedades de las galaxias activas pueden ser bien interpretadas considerando un agujero negro inmerso en un disco de acreción, concéntricos con un toroide externo. De

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las tres estructuras, la única que puede ser observ ada indirectamente es la tercera, que además de gas y polvo puede contener estrellas.

La posición del disco toroidal respecto a la direcc ión de observación es responsable de la apariencia del objeto y de algunas de sus propie dades más significativas, ya que puede apantallar parcialmente las estructuras centr ales (figura 7-3-9) . Modificando la posición del toroide respecto a la dirección de obs ervación pueden explicarse las distintas clases cuasares y concluir que no existen diferencias intrínsecas entre ellas sino que por el contrario, son variantes de un mism o fenómeno. Esta interpretación, que recibe el nombre de esquema unificado, permite expl icar también las diferencias entre las galaxias Seyfert 1 y 2.

3.7. El bosque de Lyman alfa

Tres años después del descubrimiento de los cuasare s fueron identificadas una líneas de absorción que por sus características, no pueden estar origi nadas por la propia estructura activa del cuasar. Cubren un amplio rang o de desplazamientos al rojo, z (abs) que en todos los casos son iguales o menores que lo s correspondientes a las líneas de emisión, z ( em), del propio cuasar.

Consideramos primeramente aquellas en las que z (ab s) = z (em) y que pueden ser líneas estrechas o anchas. Las primeras son similares a la s que aparecen típicamente en una galaxia normal y muestran que el cuasar reside en u na galaxia ordinaria cuya imagen es muy difícil o imposible de observar a causa de la e norme luminosidad del cuasar. Las segundas son emitidas por la materia eyectada por e l cuasar, cuyos movimientos internos determinan el ensanchamiento de las líneas .

Figura 7-3-10: Detección de materia obscura en el universo. Cuando la luz del cuasar atraviesa en su camino concentraciones de materia más fría, queda grabado en su espectro información sobre la naturaleza del gas absorbente.

Cuando z (abs) es menor que z (em), las líneas está n producidas en objetos situados entre el cuasar y el observador (Figura 7-3-10 ). E n su camino hacia nosotros, la luz del cuasar puede atravesar materia más fría que deja su huella en forma de líneas de absorción. Los objetos interceptados pueden ser el halo o el disco de galaxias ordinarias y materia contenida en los cúmulos de galaxias, cuy a luminosidad es tan débil que no pueden ser observadas directamente. También nubes d e gas, en las que no existen estrellas ni procesos de formación estelar y que po r tanto no emiten radiación. En estos

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casos la materia no ha sido enriquecida en elemento s pesados por la nucleosíntesis estelar, por lo que su composición química sería mu y cercana a la primordial.

Figura 7-3-11: Bosque de Lyman. La línea más intensa, Lyman alfa, ha sido emitida por el cuasar. A la izquierda aparecen un grupo de líneas de Lyman alfa de absorción que han sido producidas por material interceptado por la luz del cuasar. Su separación permite medir las distancias a las que se encuentran estas nubes absorbentes, que son siempre más pequeñas que la distancia del cuasar.

Estos objetos producen un sistema de líneas, denomi nado bosque de Lyman, que aparece en el lado azul de la línea de emisión Lyman αααα emitida por propio el cuasar ( Figura 7-3-11). Su estudio es una fuente de datos d e gran interés y han sido objeto de numerosos trabajos de investigación.

3.8. Efecto lente gravitacional

Figura 7-3-12. Deflexión de la luz. El campo gravitacional de un objeto masivo desvía la trayectoria de un rayo de luz que pasa por su cercanía. El eclipse de Sol facilita la medida de la posición de una estrella que aparentemente esta próxima al borde del disco solar, respecto a otras estrellas del cielo. Observando el mismo campo celeste seis meses después, durante la noche, la estrella seleccionada aparece desplazada un valor que es la medida de la deflexión de la luz.

El fenómeno de la deflexión gravitacional de los ra yos luminosos, predicho por la Relatividad General, fue observado por vez primera en 1919 por Eddington con ocasión de un eclipse de Sol. Conforme a la teoría, la luz de una estrella situada en el borde del disco solar experimenta una deflexión de 1.7" ( fig ura 7-3-12). Diversos astrónomos propusieron, en 1937, detectar este efecto en las g alaxias, pero el descubrimiento no ocurrió hasta el año 1979. Consistió en la observac ión de dos cuasares A y B, 0957+561 que están separados 6 segundos de arco. Ambos tiene n el mismo desplazamiento al rojo , z= 1.41 y muestran espectros muy similares. Estos resultados fueron interpretados como una consecuencia de la descomposición de la im agen de un cuasar único, producida por un objeto masivo, que interceptaba o estaba próximo a la dirección de observación, y que actuaría como una lente gravitac ional. La observación de la galaxia lente que tiene un desplazamiento al rojo de z = 0. 36, confirmó está predicción.

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Figura 7-3-13. Efecto lente gravitacional. Observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble muestran en la figura de la izquierda cuatro imágenes de un único cuasar PG 1115+080 ( tres virtuales y una real) distante 8000 millones de años luz. La descomposición de las imágenes está causada por el efecto lente gravitacional, al pasar la luz del cuasar por las proximidades de una galaxia elíptica masiva situada a 3000 millones de años luz de la Tierra. A la derecha, podemos observar un anillo que corresponde a la galaxia normal que alberga el cuasar. Es el resultado de substraer las imágenes del cuasar y de la galaxia elíptica de la figura de la izquierda

Después ha continuado la búsqueda de casos análogos , pero sólo se han encontrado poco más de una decena (Figura 7-3-13). Listamos a continuación los más interesantes:

Sistema Número de imágenes z separación aparente 0957+561 2 1.41 6.1 0142+100 2 2.72 2.2 2016+112 3 3.27 3.8 0414+053 4 2.63 3 1115+0.80 4 1.722 2.3 1413+117 4 2.55 1.1 2237+0305 4 1.695 1.8

La descomposición de la imagen de un cuasar en vari as imágenes virtuales que aparezcan bien separadas es rara. Sin embargo puede ser muy frecuente la magnificación o atenuación del flujo emitido por un cuasar, causado por un objeto masivo interpuesto en la dirección de observación, sin que ello de lugar a una multiplicación de imágenes. Este fenómeno es imposi ble detectarlo por el momento. Sin embargo su estudio es muy importante. Toda perturba ción del flujo aparente, ya sea su amplificación o debilitamiento, modifica las muestr as accesibles a la observación y puede introducir efectos de selección importantes. Por ejemplo, los recuentos de cuasares podrán resultar falseados, ya que la proba bilidad de amplificación de la luz es mayor en los cuasares más distantes que en los cerc anos. Es importante estimar hasta que punto nuestra visión del universo lejano es alt erada por el fenómeno de la deflexión gravitacional.

También pueden ser frecuentes los efectos producido s por objetos de pequeña masa, estrellas u objetos compactos, que provocan la desc omposición de la imagen de un cuasar en varias microimágenes y dan lugar también a variaciones de la luz. Las separaciones de las imágenes serían del orden del m icrosegundo de arco cuando las lentes tienen masas cercanas a la solar. Las microi mágenes no serían resolubles con las técnicas actuales, sin embargo sus variaciones de brillo , que alcanzan varias magnitudes, podrían llegar a ser detectadas.

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Figura 7-3-14. Arcos luminosos. En esta imagen del Telescopio Espacial Hubble aparecen unos arcos azules que corresponden a una misma galaxia distante que ha sido descompuesta por el efecto lente gravitacional producido por un cúmulo de galaxias. Algunos de sus miembros, elípticas y espirales aparecen también en la figura

Además de los cuasares, hay galaxias ordinarias que muestran también los efectos producidos por una lente gravitacional. Cuando la l uz es interceptada por un objeto muy masivos, por ejemplo un cúmulo de galaxias, aparece n arcos luminosos que pueden tener varios segundos de extensión (Figura 7-3-14) . El primer arco fue observado en el cúmulo de galaxias Abell 370. Tiene una longitud de 21 segundos de arco y un radio de curvatura de 15 segundos de arco y es de color azul . Las primeras interpretaciones consideraron que el arco era una estructura del pro pio cúmulo. Sin embargo los análisis espectroscópicos posteriores permitieron la medida del desplazamiento al rojo, que resulto ser de z = 0.724, mayor que el del cúmulo, y que tiene el mismo valor en todas las partes del arco. La explicación mas aceptada es que esta estructura es el resultado del efecto lente gravitacional producido, en una galaxi a azul distante, por el cúmulo Abell 370.

Un objeto de masa M y radio R, desvía un ángulo θθθθ la trayectoria de un rayo luminoso, de acuerdo con la expresión,

θθθθ =

haciendo cálculos podemos expresar este ángulo en f unción de la distancia del cuasar y de la galaxia, que actúa como lente gravitacional, de la forma,

θθθθ =

donde D Q y DG son respectivamente las distancias al cuasar y a l a galaxia deflectora . Los ángulos αααα y ββββ están indicados en la figura.

220

Los rayos de luz emitidos por la imagen virtual y e l cuasar real no recorren el mismo camino hasta el observador. La diferencia entre los tiempos invertidos es proporcional a la constante de Hubble , Ho, que es un parámetro de gran interés cosmológi co, y a la masa. Desgraciadamente es difícil conocer esta últi ma con precisión suficiente, lo que dificulta la medida precisa de Ho. En el caso del p ar QSO 0951+561 A y B, la diferencia de tiempo en la recepción de las señales, emitidas simultáneamente por las dos imágenes, es de 1.2 años.

3.9. Galaxias subyacentes

Figura 7-3-16 . Galaxias subyacentes. La imágenes del Telescopio Espacial Hubble muestra las galaxias subyacentes de un grupo de cuasares, que en algunos casos esta experimentando procesos de colisión

Llamamos galaxia subyacente a la galaxia normal que alberga una Seyfert o un cuasar presumiblemente en el centro. Contra su detección c onspiran la gran luminosidad del núcleo activo, que oculta la más débil galaxia norm al, y las grandes distancias. Por ello esta tarea ha sido llevada a cabo con más éxito en las galaxias Seyfert, que aparecen en la mayoría de los casos en espirales y espirales ba rradas. Es significativo el hecho de que muchas Seyfert aparezcan en galaxias que experi mentan procesos colisionales.

221

En el caso de los cuasares , las evidencias provienen de los más cercanos. Est án basadas en la identificación de líneas espectrales de origen estelar y en la detección de estructuras extensas que puedan ser asociadas a una galaxia normal. Un caso particularmente interesante es el cuasar 3C48. Un c omplejo proceso de tratamiento de la imagen ha mostrado una galaxia subyacente anormalme nte luminosa y extensa que tiene el mismo desplazamiento al rojo que el cuasar y un espectro característico de una galaxia espiral.

Observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble (figura 7-3-16) han permitido observar las galaxias subyacentes de 20 c uasares muy luminosos, con desplazamientos al rojo inferiores a 0.3, que puede n considerarse una muestra suficientemente representativa de los cuasares cerc anos. Los tipos morfológicos corresponden a elípticas y espirales. En algunas im ágenes aparecen galaxias subyacentes experimentando colisiones con otras nor males. Las luminosidades son mas altas que las correspondientes a galaxias ordin arias del mismo tipo morfológico.

Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones

1. Comparar la energía producida por un cuasar con la de una central nuclear de 1000 Mw ( megavatios).

2. A qué distancia debería estar un cuasar para que pudiera ser observado como un segundo Sol desde la Tierra. ¿Produciría efectos so bre la vida en la Tierra?

3. Citar tres diferencias básicas entre las galaxia s normales y las galaxias activas.

4. Por qué los cuasares reflejan las propiedades qu e tenía el universo cuando era mucho más joven que el actual.

5. A qué velocidad se aleja de nosotros un cuasar c on un desplazamiento al rojo z = 3.5.

6. Cuáles serían los tamaños de la Tierra y la Luna si se transformaran en agujeros negros. Comparadlos con el del Sol y los existentes en el centro de los cuasares.

7. Por qué cuando los desplazamientos al rojo son c ercanos o mayores que la unidad no debe aplicarse la formula Doppler clásica.

8. Cómo podemos utilizar los cuasares para detectar la materia invisible del universo.

9. Citar las principales estructuras virtuales obse rvadas en el universo.

Problemas

1. El brillo de una galaxia activa muestra cambios en una escala de tiempo de una semana. ¿Cuál es el tamaño de la región responsable de la radiación?. Si la galaxia tiene una la magnitud aparente de 18 y su distancia es de 2000 Mpc. ¿Cuál es su magnitud absoluta y luminosidad?. Se considera despreciable la extinción interestelar.

2. Un cuasar tiene un desplazamiento la rojo de z = 5. Considerando una constante de Hubble Ho = 75 km/s/Mpc, determinad su distancia.

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Soluciones

Cuestiones

1. Comparar la energía producida por un cuasar con la de una central nuclear de 1000 Mw ( megavatios).

La energía del cuasar equivale a 10 31 centrales nucleares de la máxima potencia ( 1000 Mw).

2. A qué distancia debería estar un cuasar para que pudiera ser observado como un segundo Sol desde la Tierra. ¿Produciría efectos so bre la vida en la Tierra?

A 25 pc. Los chorros de gas y partículas energética s podrían alcanzar el sistema solar y afectar por tanto la vida en la Tierra.

Porque son muy lejanos. La luz emitida por el cuas ar tarda mucho tiempo en llegar a la Tierra.

5. A qué velocidad se aleja de nosotros un cuasar c on un desplazamiento al rojo z = 3.5..

A un 90% de la velocidad de la luz

6. Cuáles serían los tamaños de la Tierra y la Luna si se transformaran en agujeros negros. Comparadlos con el del Sol y los existentes en el centro de los cuasares.

Tierra: radio AN = 9 mm. Luna, radio AN = 0.1 mm. S ol, radio AN = 3 km

7. Por qué cuando los desplazamientos al rojo son c ercanos o mayores que la unidad no debe aplicar

Porque su velocidad de recesión es próxima a la luz .

8. Cómo podemos utilizar los cuasares para detectar la materia invisible del universo.

Cuando la luz de los cuasares atraviesa materia sit uada entre ellos y el observador, aparecen características espectrales que muestran d esplazamientos al rojo distintos del cuasar.

9. Citar las principales estructuras virtuales obse rvadas en el universo.

Arcos y cuasares dobles.

Problemas

1. El brillo de una galaxia activa muestra cambios en una escala de tiempo de una semana. ¿Cuál es el tamaño de la región responsable de la radiación?. Si la galaxia tiene una la magnitud aparente de 18 y su distancia es de 2000 Mpc. ¿Cuál es su magnitud absoluta y luminosidad?. Se considera despreciable la extinción interestelar.

Magnitud absoluta, M = -23.5; Luminosidad, L = 2x10 11 L

223

2. Un cuasar tiene un desplazamiento la rojo de z = 5. Considerando una constante de Hubble Ho = 75 k

3780 Mpc

MODULO VIII Unidad didáctica 1 : Cosmología

1.1. Introducción

Interesan a la Cosmología todos los fenómenos cuya existencia refleja las propiedades del universo como un todo. Etimológicamente el térm ino fenómeno engloba hechos y sucesos que pueden ser observados, pero la Cosmolog ía actual está concernida tan sólo con aquellos que tienen una existencia materia l, cuyo estudio requiere el concurso de las Ciencias Físicas. Sin embargo la aplicación del método físico al estudio del universo no está exenta de dificultades. No podemos elegir el lugar e instante de observación, desconocemos si hay límites y las part es del universo que observamos no sabemos si son representativas de la totalidad. Tam poco podemos inferir su naturaleza comparándolo con otros. Y en definitiva, estudiamos la evolución de estructuras durante periodos de tiempo frente a los cuales la presencia del hombre en la Tierra representa una fracción insignificante.

La fuente de información más importante del univers o es con diferencia la luz. Estamos interesados en observar galaxias y estructuras distantes, con el fin de obtener una descripción en el espacio de la estructura a gran e scala del universo. Pero al profundizar en el espacio, lo hacemos también en el tiempo, ya que los objetos lejanos emitieron la luz que vemos con nuestros telescopios , cuando el universo era más joven que el actual.

La Cosmología es pues una ciencia singular no sólo a causa del objeto que estudia sino también por la posición y limitaciones del observad or en él. No obstante disponemos de representaciones consistentes del universo que info rman acerca de su pasado y de como puede evolucionar en el futuro, prediciendo su cesos que pueden ser confirmados, y lo son, experimentalmente. Para la construcción d e estos modelos del universo, la Cosmología actual recurre a la Teoría de la Relativ idad General de Einstein.

La Cosmología utiliza también hipótesis y principio s que sobrepasan la experiencia y en algunos casos se anticipan a ella, siguiendo un mét odo que es común a muchas ciencias. Veamos algunos ejemplos. Los modelos de E instein contienen implícitamente una hipótesis, el Principio Cosmológico, cuya final idad es dotar de coherencia y unidad la representación del universo como un todo. Este P rincipio establece la homogeneidad e isotropía del universo a gran escala. En la práct ica su objetivo era facilitar la obtención de soluciones exactas de las ecuaciones de Einstein . Sin embargo los descubrimientos realizados con posterioridad convierten está hipóte sis en un resultado empírico.

1.2. Expansión del Universo I

• Homogeneidad e isotropía • Geometría • Dinámica del Universo en expansión

Recordemos que la ley de Hubble, v = Ho x d, establ ece sobre bases puramente empíricas, que a partir de una distancia suficiente mente grande todas las galaxias se alejan de nosotros con una velocidad que es proporc ional a su distancia. Este resultado es independiente de la dirección de observación. La s galaxias próximas, por ejemplo aquellas que son miembros del Grupo Local, no verif ican esta ley. Aproximadamente la

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mitad se acerca a nosotros y el resto se aleja. Las velocidades de sus miembros están comprendidas en un rango muy amplio y no aparecen r elacionadas con la distancias. El propio Grupo Local está sometido además a la atracc ión del cúmulo de galaxias Virgo. Las velocidades, que llamaremos peculiares, medidas en estas galaxias cercanas son debidas prioritariamente a sus movimientos orbitale s y perturbaciones provocadas por miembros del propio Grupo y los cúmulos masivos pró ximos. Por ejemplo la velocidad medida en la Gran Nube de Magallanes, es mil veces mayor que la resultante de aplicar la ley de Hubble. Las galaxias lejanas tienen tambi én estos movimientos peculiares por lo que en principio sus velocidades no deberían ser las mismas por el hecho de estar a la misma distancia, teniendo en cuenta que pueden i ncluso estar ubicadas en cúmulos de características dinámicas muy diferentes.

Figura 8-1-1: Ley de Hubble

La Gran Nube de Magallanes es la galaxia más próxim a y tiene una velocidad de 270 km/s. Pero si estuviera a 400 millones de años luz y su movimiento peculiar fuera el mismo que tiene en el Grupo Local, su velocidad ser ía de unos 9000 km/s, duplicándose este valor si la distancia fuera el doble. Cuanto m ayor es la distancia más grandes son las velocidades y este resultado indica que las gal axias están participando de un movimiento de expansión uniforme. Así la distancia entre galaxias vecinas aumenta por el mismo factor en un intervalo dado de tiempo. Con sideramos el movimiento relativo de dos galaxias B y C respecto de la galaxia A ( figur a 8-1-1). En un instante dado del pasado, la distancia CA es doble de BA. La velocida d de C duplica la que tiene B. En el instante actual, las distancias CA y BA son mayores , pero CA sigue siendo el doble de BA y lo mismo ocurre con la velocidad de recesión. Este resultado es una consecuencia de la expansión uniforme del espacio .

Si el universo está actualmente en expansión, como muestra la ley de Hubble, podemos predecir que en el pasado su volumen fue más pequeñ o, y en consecuencia su densidad y temperatura tuvieron que ser mayores. No es sorpr endente entonces que la edad del universo esté relacionada con la tasa de expansión y dependa de la constante de Hubble , Ho.

225

Homogeneidad e isotropía

Figura 8-1-2: Inhomogeneidad del universo

El universo cercano es obviamente inhomogeneo. Sin embargo, si nosotros consideramos escalas cada vez mayores, la inhomogen eidad es cada vez más pequeña y finalmente las imágenes que obtenemos de las distin tas regiones del cielo son intercambiables. La figura 8-1-2 es una evidencia i mpresionante de esta propiedad del universo. Muestra como están repartidas en el cielo las galaxias que tienen emisiones significativas en la banda de radio. Esta propiedad permite observarlas a grandes distancias por lo que son indicadores muy útiles de la distribución de materia a gran escala. Otros objetos, como galaxias emisoras de ra yos X, cuasares , etc., producen resultados similares. Desgraciadamente estas observ aciones no permiten asegurar por si mismas la homogeneidad e isotropía con precisión suficiente.

Las pruebas más concluyentes las proporciona la Rad iación Cósmica de Fondo, descubierta por Penzias y Wilson en 1965. Cuando es tos ingenieros de los laboratorios de la Bell Telephone estaban realizando pruebas con una antena , diseñada para facilitar las comunicaciones telefónicas vía satélite en la b anda de las microondas, detectaron un ruido de fondo que no estaba originado por los inst rumentos ni por ninguna fuente conocida del espacio exterior. Además, en cualquier región del cielo apuntada por la antena, aparecía la perturbación con las mismas car acterísticas. Esta radiación tiene la misma distribución que la emitida por un cuerpo negro de 3 grados Kelvin. Este resultado es importante por varias razones.

Cuando observamos en cualquier dirección donde no h aya fuentes emisoras concretas, por ejemplo el Sol, estrellas, galaxias, etc., la r adiación cósmica de fondo tiene la misma temperatura y las mismas propiedades, confirmando a sí la homogeneidad e isotropía del universo.

El estudio de la radiación cómica de fondo ha sido objeto de un gran número de publicaciones y experiencias. Las más destacables y concluyentes fueron realizadas con el satélite COBE, que observó el cielo no sólo en l a banda milimétrica sino también en el infrarrojo cercano. Los resultados obtenidos ( figu ra 8-1-3 ) confirman que la distribución de la radiación es la de un cuerpo negro y mejoran la medida de la temperatura, que es de 2.735 K. Al observar en direcciones diferentes, el COBE ha encontrado variaciones de la intensidad de la radiación que son del orden de 1/100000. Estas anisotropías son muy pequeñas pero importantes porque reflejan la existe ncia en el pasado de procesos determinantes para la formación de las estructuras materiales y evidencian además la existencia de materia obscura , cuya naturaleza y propiedades son diferentes de l a ordinaria.

226

Figura 8-1-3: Radiación cosmica de fondo.

En resumen, no hay ningún dato que nos permita afir mar que la Tierra o nuestra Galaxia ocupan una posición singular en el universo. Tampoc o observamos ningún punto que pueda ser considerado como centro del universo ni q ue exista dirección preferente alguna.

1.2. Expansión del Universo II

Geometría

El estudio de las propiedades del universo en expan sión está enmascarado por los distintos movimientos de la Tierra y el Sol y tambi én por los correspondientes a la Galaxia como miembro del Grupo Local y de éste en el super cúmulo de Virgo. Las observaciones corregidas de todos estos movimientos son las mismas que obtendría un observador comovil.

La posición de un objeto particular, por ejemplo de una galaxia , queda fijada por unas coordenadas comoviles que no cambian durante la exp ansión o hipotética contracción del universo. Para obtener las distancia entre dos galaxias deberemos multiplicar estas coordenadas por algún factor de escala R(t). Así, e l intervalo entre dos sucesos separados en el espacio por dx, dy, dz y en el tiem po por dt es

ds2 = c2 dt2 - R2(t) du2

du 2 = dx 2 + dy 2 +dz2 representa la distancia entre dos puntos en una mét rica espacial euclidea, ordinaria. La parte espacial del interval o, cdt, es el tiempo transcurrido entre dos sucesos que ocurren en el mismo punto ( dx = dy = dz = 0 ). La distancia entre dos puntos fijos del espacio es proporcional a R (t) y el volumen a R 3(t).

227

Figura 8-1-4: Geometria esférica, hiperbólica y euclidea

Como a priori no conocemos la geometría del univers o, la métrica ha de ser lo más general posible y además debe ser consistente con l as propiedades de un universo homogéneo e isótropo. Por ello viene dada por la re lación,

donde r , θθθθ y ΦΦΦΦ son las coordenadas comoviles. La curvatura del es pacio viene representada por k que define los diferentes tipos de geometría. Por ejemplo, k = 0, espacio euclideo ordinario, plano, y la métrica est a expresada en coordenadas esféricas; k = 1 curvatura positiva, espacio esférico no eucli deo; k = -1 curvatura negativa, espacio hiperbólico no euclideo ( figura 8-1-4 ). Para cara cterizarlas de modo elemental damos algunas de sus propiedades: la suma de los ángulos de un triángulo, S, la longitud de una circunferencia, L, y el volumen de una esfera, V ,

S L N

k=0 euclideo 180 2ππππR 4ππππR3/3 k=1 esférico mayor menor menor k=-1 hiperbólico menor mayor mayor

De manera que en un volumen suficientemente grande del universo el número de galaxias es menor en un universo esférico que en ot ro euclideo. El hiperbólico será el que contenga más galaxias de los tres. Estos result ados podrían en principio servir para discriminar entre los distintos modelos, desgraciad amente las diferencias sólo son perceptibles a muy gran escala, por lo que es muy p robable que los objetos distantes que sean poco brillantes queden excluidos del recue nto.

La tasa de expansión, esto es la variación relativa del tamaño del universo con el tiempo es

228

H(t) =

particularizando para el instante actual, t = t0, resulta la constante de Hubble,

Ho = H(t0 ) =

La tasa de aceleración o frenado de la expansión de l universo viene dada por la expresión,

es conveniente a efectos de su utilización práctica multiplicar la relación anterior por R(t), resultando así el parámetro de deceleración, q, que carece de dimensiones. Particularizando para el instante actual, resulta

qo =

=

La longitud de onda de un fotón en el instante de s u emisión, λλλλ (te), es proporcional a R(te). De manera que

= 1+z

Como el universo está en expansión, R(to) es mayor que R(te) y consiguientemente λλλλ(to) > λλλλ (te). Por tanto la longitud de onda de la señal luminosa emitida por una fuente distante aumenta en un valor de 1+z, en su camino hacia el observador. Así, el desplazamiento al rojo que presentan todas las galaxias distantes es cons ecuencia de la expansión del universo como un todo.

229

1.1. Expansión del Universo III

Un aspecto importante de la Teoría General de la Re latividad y de los modelos basados en ella concierne al papel que desempeña la gravita ción, que es muy diferente del que tiene asignado en la mecánica clásica de Newton. Un a partícula libre, esto es, no sometida a ninguna fuerza, estará inmóvil o animada de un movimiento rectilíneo con velocidad constante.

Figura 8-1-5: Mecánica de Newton

Un planeta que se mueve en un vacío interplanetario casi perfe cto describe movimientos uniformes casi circulares. Para Newton este fenómen o es consecuencia de que el planeta no es realmente libre sino que esta sometid o a la fuerza de atracción del Sol ( figura 8-1-5 ).

Figura 8-1-6: Mecánica de Einstein

Por el contrario, Einstein considera que sobre el p laneta no actúa ninguna acción a distancia. La trayectoria esta gobernada por la cur vatura del espacio causada por la gravitación del Sol ( figura 8-1-6). Fundamenta est a interpretación en el principio de Mach, que considera la geometría del espacio gobern ada por el contenido material. Hasta el punto que en ausencia de toda materia- ene rgía, no habrá ni espacio ni tiempo.

Para la relatividad general, la presencia de un cam po gravitacional determina, a través de la curvatura del espacio, no sólo las trayectorias de los objetos materiales sino también las que describen los rayos de luz. En sus desplaza mientos recorrerán siempre la distancia más corta entre dos puntos, que será una recta únicamente en el caso de un espacio con curvatura nula, esto es, plano.

Así pues en la cosmología estándar, basada en la teoría de la relatividad ge neral, están asociadas geometría y gravitación. En la ecuación d el intervalo espacio-temporal del apartado anterior, que gobierna la geometría, apare ce el factor R(t) que está relacionado con la densidad a través de la expresión,

donde G es la constante de la gravitación y ρρρρ la densidad.Estas ecuaciones corresponden a modelos con una constante cosmológic a nula. Actualmente existen resultados observacionales, todavía no muy precisos , que atribuyen un valor positivo distinto de cero a esta constante. Se define el par ámetro densidad ΩΩΩΩ como

230

Ω≡Ω≡Ω≡Ω≡

de manera que s i ρρρρ < ρρρρ c , ΩΩΩΩ < 1; ρρρρ = ρρρρ c, ΩΩΩΩ = 1; ρρρρ > ρρρρ c , ΩΩΩΩ > 1 . La densidad crítica , ρ ρ ρ ρ c , esta dada por

y vale 4.8x10 -30 g/cm 3 ( para Ho = 50 km s -1 Mpc -1), equivalente a unos tres átomos de hidrógeno por metro cúbico. Sustituyendo result a

R2(t) H2 (Ω Ω Ω Ω -1) = kc2

que relaciona la geometría del universo con la dens idad de materia,

k = 0 ⇒⇒⇒⇒ ΩΩΩΩ = 1

k = 1⇒⇒⇒⇒ ΩΩΩΩ> 1

k < 1 ⇒⇒⇒⇒ ΩΩΩΩ < 1

Introduciendo la relación anterior en las ecuacione s de la cosmología estándar, queda explicitada la dependencia del tamaño del universo con el tiempo en función de la densidad. Para el caso de un universo actual, domin ado por la materia,

ΩΩΩΩ 0 = ρρρρ 0/ρρρρ c y R0 = R(t0) son los valores en el instante actual. Esta relació n puede expresarse también en función del parámetro de dece leración que en el caso del universo material es, qo = ΩΩΩΩ 0/2

Figura 8-1-7: Variación del tamaño del Universo con el tiempo

231

La figura 8-1-7 muestra la variación del tamaño del universo con el tiempo considerando la constante cosmológica nula. Si ΩΩΩΩ o < 1, aumenta indefinidamente con el tiempo. Lo mismo ocurrirá si Ω Ω Ω Ω o = 1, aun cuando el crecimiento será más lento. Pe ro si ΩΩΩΩ o > 1, R alcanzará un valor máximo a partir del cual disminu irá con el tiempo. Esto es, a la expansión actual seguirá una contracción. En está f ase disminuirá la separación entre las galaxias y los astrónomos observarán las líneas de los espe ctros de las galaxias desplazadas hacia el azul, primero en las más próxi mas y luego en las distantes. Progresivamente el cielo nocturno será cada vez más brillante a causa de la proximidad de las galaxias. La densidad y la temperatura aumen tarán, alcanzando esta última valores de varios centenares de grados unos cien mi llones de años antes de que tenga lugar el colapso total. Si Ω Ω Ω Ωo = 1 y la constante cosmológica es positiva, el un iverso acelerado continuará su expansión indefinidamente

1.3. Edad del Universo

Los modelos predicen la edad del universo en funció n siempre de la inversa de la constante de Hubble . Para el caso de un universo Einstein-de Sitter, c aracterizado por ΩΩΩΩ o = 1, puede obtenerse fácilmente a partir de la relaci ón anterior,

resultando t 0 = 10.3x109 años adoptando un valor de Ho = 65 km s -1 Mpc -1, que está en el límite inferior de los considerados actualmente. Al gunos modelos introducen en las ecuaciones de la dinámica del universo en expansión una constante cosmológica , ΛΛΛΛ , que puede reducir la expansión y proporcionar edade s mayores que las calculadas haciendo ΛΛΛΛ = 0.

Al interpretar los valores de la edad del universo no conviene olvidar que, obviamente, no pueden ser inferiores a las correspondientes a n uestra Galaxia o a las estrellas más viejas. Los cúmulos globulares, que han sido estudi ados con mucho detalle, tienen edades del orden de los 13 a 14 mil millones de año s. Utilizando una expresión más general para la edad del universo e introduciendo l a constante cosmológica resulta un valor de 13.4 mil millones de años con una incertid umbre de 1.6 mil millones de años

1.4. Densidad

En principio si conociéramos la densidad de materia sería posible elegir entre los distintos tipos de modelos de universo. En contra d e este objetivo conspiran diversos factores.

La densidad de materia luminosa, esto es, aquella d e naturaleza ordinaria o bariónica que emite radiación observable en distintas frecuen cias, es ΩΩΩΩ = 0.03. Incluye estrellas ordinarias, gas, etc. pero no agujeros negros, estr ellas marrones, objetos de tamaño planetario, etc.

La curva de rotación de las galaxias espirales, obt enida mediante observaciones ópticas y radioastronómicas, muestra que el halo obscuro que rodea la galaxia puede contener una masa de 3 a 10 veces mayor que la emisora de lu z. Este material obscuro, detectado por sus efectos gravitacionales, contribuye con un valor de ΩΩΩΩ comprendido entre 0.03 y 0.10.

La densidad de los cúmulos de galaxias, obtenida me diante la aplicación del teorema del virial, suministra un valor de ΩΩΩΩ = 0.3. Incluye toda la materia que produce efectos

232

gravitacionales: luminosa, obscura ordinaria y no o rdinaria. Sin embargo, la nucleosíntesis primordial establece un valor máximo para la mater ia bariónica inferior a ΩΩΩΩ = 0.15. De manera que el exceso observado correspo nde a materia obscura no ordinaria, cuya naturaleza y propiedades son mal co nocidas. Se supone que la forman una partículas englobadas bajo la denominación de w imps, partículas masivas débilmente interactuantes. De confirmarse que los n eutrinos tienen masa, serían los candidatos más adecuados a materia obscura no ordin aria, obligando a revisar la descripción actual del universo que, como sabemos, está basada en la observación de la radiación electromagnética.

Estos resultados no permiten concluir que ΩΩΩΩ sea menor que la unidad, ya que puede haber una gran cantidad de materia que no ha sido t enida en cuenta en el computo total. En principio sólo una de cada diez galaxias aparece n agrupadas en cúmulos. Tampoco se cumple de forma rigurosa, la situación de equili brio requerida para la aplicación del teorema del virial y las distribuciones de materia no son conocidas con precisión suficiente. En cuanto a la materia obscura no ordin aria, puede tener modos de agrupación diferentes de la bariónica e incluso for mar un fondo uniforme, muy difícil de detectar mediante observaciones astronómicas.

1.5. Origen del Universo. Era de Planck

El primer periodo de la vida del universo recibe el nombre de era de Planck. Su duración así como la masa y tamaño máximo que alcanza el uni verso, están fijadas por unas relaciones entre las constantes universales: gravit ación, G; h, Planck, la velocidad de la luz c. Son la masa, M pl , longitud, L pl , y tiempo , t pl , de Planck:

Mpl = (hc/2ππππG)1/2 = 2.2x10-5 g

Lpl = h/2ππππMpl c = 1.5x10-33 cm

y finalmente el tiempo de Planck, que es el empleado por la luz en recorrer la longitud de Planck

tpl = Lpl/c = (Gh/2ππππc5)1/2 = 5x10-44 s

Uno de los problemas básicos de la cosmología es conocer que sucedió en la era de Planck y cómo fue creado el universo. Cuando la eda d es próxima a cero, la cosmología estándar, predice valores infinitos de la densidad de energía y la presión, y el tamaño del universo adquiere un valor nulo. Esta situación ini cial recibe el nombre de singularidad.

En esta época las cuatro fuerzas, gravitación, nucl ear intensa, nuclear débil y electromagnética estaban unificadas. La evolución d el universo acabará separándolas en procesos sucesivos, congelando la relación entre sus intensidades hasta los valores que poseen actualmente. La descripción de las propi edades del universo en la era de Planck requiere la aplicación de una teoría adecuad a, la gravitación cuántica, que ha de resultar de la unificación de la relatividad genera l y la mecánica cuántica, cuyos principios son de naturaleza totalmente diferente. Esta tarea fue considerada irresoluble durante mucho tiempo, pero actualmente es objeto de investigación activa y de tener éxito, proporcionará un instrumento que facilitará al menos la consecución de predicciones cualitativas.

En ausencia por el momento de una teoría adecuada, nadie sabe lo que ocurrió realmente en este periodo, ni que procesos determin aron la creación del universo. Existen sin embargo diversas hipótesis. Algunos inv estigadores admiten que el universo surgió como una fluctuación cuántica, que sólo pued e considerarse en el contexto de la gravedad cuántica, de la nada absoluta. Nada, puede ser un estado sin espacio, ni

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materia, al menos como nosotros la entendemos. La m ateria debería aparecer después de que el universo fuera creado. Sin embargo ésta, como otras hipótesis concernientes al origen del universo, son altamente especulativas y la cosmología nunca será completa hasta que pueda describir, con mayor rigor, los muy primeros instantes de la vida del universo.

1.6. Universo inflacionario

Cuando la temperatura del universo desciende a T = 1032 K, y su edad era t = 10 -43 s, tiene lugar la primera ruptura espontanea de la unidad in icial y la gravedad aparece como una fuerza separada. Comienza un periodo denominado GUT (Grand Unified Theories), descrito por las teorías de la gran unificación, qu e concluye a los 10 -35 s (T = 1027K) al ocurrir el desacoplamiento de la fuerza nuclear int ensa con las fuerzas electromagnética y nuclear débil. La separación de estas dos últimas fuerzas ( figura 8 ) ocurrirá cuando la temperatura descienda a 10 15 K (t = 10 -12 s ).

En el intervalo de tiempo comprendido entre 10 -35 s y 10 -24 s, tiene lugar el llamado proceso inflacionario durante el cual el tamaño de universo aumenta por un factor de 1050, que es comparable a la acumulación los efectos de la expansión producidos a lo largo de miles de millones de años. La teoría predi ce que en el universo primordial existía una forma particular de energía denominada energía de vacío que no estaba asociada con la radiación ni con las partículas. Lo s efectos producidos pueden caracterizarse con una presión negativa de manera q ue el universo, en lugar de experimentar una expansión moderada, crece rápidame nte de forma exponencial. El vacío del que hablamos no es el que describe la mec ánica clásica, sino la teoría cuántica y corresponde a un estado de energía mínima, fundam ental, que no es nula.

El modelo inflacionario surgió por la incapacidad d e la cosmología estándar para explicar estos primeros momentos. Era necesario rec urrir a hipótesis, que están insuficientemente justificadas, para establecer las condiciones iniciales del universo y además, favorecía la producción excesiva de unas pa rtículas exóticas denominadas monopolos magnéticos, que no es compatible con las observaciones. La inflación resuelve además dos problemas importantes: el horiz onte y la planitud del universo.

Recordemos que la ley de Hubble establece que la ve locidad de una galaxia , v, es proporcional a su distancia. Supongamos que el univ erso tiene una geometría ordinaria y la velocidad de una galaxia es la máxima posible, esto es la velocidad de la luz, c. Su distancia, definida clásicamente, será d max = c/Ho. Este valor define un horizonte más allá del cual no podemos observar ningún objeto del univ erso. Dentro de él, las galaxias pueden interactuar intercambiando señales. Están ca usalmente en contacto. Para justificar el elevado grado de isotropía del univer so actual, todas las regiones debieron estar causalmente en contacto en algún momento de l a vida del universo aun cuando actualmente ya no lo estén. Sin embargo en un insta nte t después del inicio del universo, el tamaño del horizonte fue c x t, que es menor que el radio del universo en esa época. Esta situación plantea el llamado problema del hori zonte.

La cuestión de la planitud del universo surge cuand o diversas predicciones teóricas y resultados observacionales establecen que la densid ad media del universo, ΩΩΩΩ , podría ser actualmente cercana a la unidad. En este caso e l espacio en los primeros instantes debió tener una curvatura prácticamente nula.

El modelo inflacionario resuelve ambos problemas al producir un aumento considerable de tamaño en un periodo muy corto de tiempo. Por un lado, una simple región se expande hasta llenar todo el universo. Por otro, el tamaño aumenta en un factor de 10 50 , haciendo que la curvatura, que es la inversa del ra dio, sea extremadamente pequeña.

La teoría de la inflación parte de unas condiciones iniciales muy versátiles y llega de manera rigurosa a otras que sirven de partida a la cosmología estándar enlazando así

234

con ella. La evolución posterior del universo queda rigurosa y consistentemente descrita por el modelo estándar, que predice resultados que pueden ser ya controlados observacionalmente.

1.6. Universo inflacionario

Cuando la temperatura del universo desciende a T = 1032 K, y su edad era t = 10 -43 s, tiene lugar la primera ruptura espontanea de la unidad in icial y la gravedad aparece como una fuerza separada. Comienza un periodo denominado GUT (Grand Unified Theories), descrito por las teorías de la gran unificación, qu e concluye a los 10 -35 s (T = 1027K) al ocurrir el desacoplamiento de la fuerza nuclear int ensa con las fuerzas electromagnética y nuclear débil. La separación de estas dos últimas fuerzas ( figura 8 ) ocurrirá cuando la temperatura descienda a 10 15 K (t = 10 -12 s ).

En el intervalo de tiempo comprendido entre 10 -35 s y 10 -24 s, tiene lugar el llamado proceso inflacionario durante el cual el tamaño de universo aumenta por un factor de 1050, que es comparable a la acumulación los efectos de la expansión producidos a lo largo de miles de millones de años. La teoría predi ce que en el universo primordial existía una forma particular de energía denominada energía de vacío que no estaba asociada con la radiación ni con las partículas. Lo s efectos producidos pueden caracterizarse con una presión negativa de manera q ue el universo, en lugar de experimentar una expansión moderada, crece rápidame nte de forma exponencial. El vacío del que hablamos no es el que describe la mec ánica clásica, sino la teoría cuántica y corresponde a un estado de energía mínima, fundam ental, que no es nula.

El modelo inflacionario surgió por la incapacidad d e la cosmología estándar para explicar estos primeros momentos. Era necesario rec urrir a hipótesis, que están insuficientemente justificadas, para establecer las condiciones iniciales del universo y además, favorecía la producción excesiva de unas pa rtículas exóticas denominadas monopolos magnéticos, que no es compatible con las observaciones. La inflación resuelve además dos problemas importantes: el horiz onte y la planitud del universo.

Recordemos que la ley de Hubble establece que la ve locidad de una galaxia , v, es proporcional a su distancia. Supongamos que el univ erso tiene una geometría ordinaria y la velocidad de una galaxia es la máxima posible, esto es la velocidad de la luz, c. Su distancia, definida clásicamente, será d max = c/Ho. Este valor define un horizonte más allá del cual no podemos observar ningún objeto del univ erso. Dentro de él, las galaxias pueden interactuar intercambiando señales. Están ca usalmente en contacto. Para justificar el elevado grado de isotropía del univer so actual, todas las regiones debieron estar causalmente en contacto en algún momento de l a vida del universo aun cuando actualmente ya no lo estén. Sin embargo en un insta nte t después del inicio del universo, el tamaño del horizonte fue c x t, que es menor que el radio del universo en esa época. Esta situación plantea el llamado problema del hori zonte.

La cuestión de la planitud del universo surge cuand o diversas predicciones teóricas y resultados observacionales establecen que la densid ad media del universo, ΩΩΩΩ , podría ser actualmente cercana a la unidad. En este caso e l espacio en los primeros instantes debió tener una curvatura prácticamente nula.

El modelo inflacionario resuelve ambos problemas al producir un aumento considerable de tamaño en un periodo muy corto de tiempo. Por un lado, una simple región se expande hasta llenar todo el universo. Por otro, el tamaño aumenta en un factor de 10 50 , haciendo que la curvatura, que es la inversa del ra dio, sea extremadamente pequeña.

La teoría de la inflación parte de unas condiciones iniciales muy versátiles y llega de manera rigurosa a otras que sirven de partida a la cosmología estándar enlazando así con ella. La evolución posterior del universo queda rigurosa y consistentemente descrita

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por el modelo estándar, que predice resultados que pueden ser ya controlados observacionalmente.

1.7. Periodos postinflacionarios

La energía del universo es tan alta que impide la e xistencia de protones y neutrones (hadrones), que aparecen disociados como quarks-glu ones acompañados de otras partículas como los leptones. La transición quark-h adrón comienza cuando la temperatura es de unos 2.3x10 12. ( t = 10-7 s). Los quarks quedan confinados originando los protones y neutrones y mesones así como sus ant ipartículas, siendo el número de las ultimas ligeramente inferior al de las primeras . Un fenómeno denominado asimetría de los bariones. Comienza así la era hadrónica dura nte la cual los nucleones ( protones y neutrones) y antinucleones reaccionan entre ellos e n un doble sentido. Realizando procesos de aniquilación entre ambas especies que p roducen una radiación muy energética ( γ γ γ γ ). Y en sentido inverso originando pares a partir de la radiación. Reacciones de equilibrio similares ocurren para las demás partículas,

nucleón+antinucleón ↔↔↔↔ γγγγ + γγγγ

electrón + positrón ↔↔↔↔ γγγγ + γγγγ

neutrino + antineutrino ↔↔↔↔ electrón + positrón ( electrón de carga positiva)

Para la creación de pares la temperatura ha de ser más grande que un valor umbral, que es característico de cada partícula. Como el univer so se enfría como consecuencia de la expansión, irán alcanzándose sucesivamente las temp eraturas umbrales de las diferentes partículas y las reacciones anteriores t endrán lugar únicamente de derecha a izquierda.

Cuando la temperatura del universo desciende a 1.5 x 10 -12 K (t = 5x10 -5 s) concluye la formación de pares nucleón-antinucleón. Una gran pa rte de éstos son destruidos provocando una dramática disminución del contenido de partículas y el incremento simultáneo de radiación, de fotones, del universo. Sobreviven a este proceso los protones y neutrones que fueron creados en exceso e n relación con sus antipartículas. Los neutrinos y electrones, cuya temperatura umbral es más pequeña, continúan participando sin embargo en los procesos de creació n-aniquilación.

En un medio caracterizado por la profusión de foton es, neutrinos y electrones, los protones y neutrones residuales mantienen el equili brio entre ellos por medio de las reacciones reversibles,

protón + electrón « neutrón + neutrino

neutrón + positrón« protón + antineutrino

neutrón « protón + electrón + antineutrino

de manera que los números de neutrones y protones s on aproximadamente los mismos.

Cuando la temperatura es de unos 10 10K ( t=1s) alcanzan el valor umbral los neutrinos y, poco después, los electrones. Deja de existir equil ibrio entre neutrones y protones y la relación entre los números de ambas especies, númer o de neutrones/ número de protones, queda congelada en un valor que es aproxi madamente igual a 0.14

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1.8. Nucleosíntesis primordial

La creación de los núcleos de elementos pesados es el resultado de una cadena de reacciones nucleares en las que intervienen unos in gredientes básicos. Sin su presencia esta tarea es imposible. Uno de ellos es el deuteri o, cuyo núcleo contiene un protón y un neutrón, a diferencia del hidrógeno, que posee un ú nico protón. Este isótopo está producido por reacciones en las que intervienen neu trones y protones. Sin embargo cuando las temperaturas son superiores a los 7x10 9 K ( t = 3 s) estas reacciones son reversibles,

neutrón + protón ↔↔↔↔ deuterio + γγγγ

Figura 8-1-9

de forma que el deuterio es destruido inmediatament e después de ser creado. Cuando la temperatura disminuye a 10 9K ( t = 200s ), la reacción anterior ocurre únicame nte de derecha a izquierda y el deuterio queda estabilizad o. Esta situación favorece la formación de núcleos más pesados, en particular de helio, mediante un conjunto de reacciones ( figura 8-1-9) de las que citamos solam ente algunas de ellas:

protón + neutrón ⇒⇒⇒⇒ deuterio + γγγγ

deuterio + protón ⇒⇒⇒⇒ helio-3 + γγγγ

deuterio + neutrón ⇒⇒⇒⇒ tritio + γγγγ

tritio+ protón ⇒⇒⇒⇒ helio + γγγγ

helio-3 +neutrón ⇒⇒⇒⇒ helio + γγγγ

El núcleo de helio-3 contiene dos protones y un neu trón. Es un isótopo de helio constituido por dos protones y dos neutrones. Las r eacciones del helio con el deuterio y el tritio, originarán núcleos de litio y berilio, p ero en cantidades muy pequeñas. La nucleosíntesis primordial no produce elementos más pesados. Esta tarea será llevada a cabo por las reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas.

Al final del periodo de nucleosíntesis, la fracción de la materia que está bajo la forma de núcleos de helio es aproximadamente,

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siendo A el número másico del núcleo, que está definido por la suma de los números de neutrones y protones que contiene y que es igual a la unidad para estas dos partículas.

De manera que el 25% de la materia creada en la nucleosíntesis primordial fue helio. Esta relación permanecerá practicamente inalterada y con stituye una de las predicciones más sobresalientes de la cosmología estándard. Y es que cuando observamos estrellas o galaxias y calculamos su abundancia de helio, encontramos siempre un valor que supera ligeramente el 25%. No importa cuales sean s us propiedades y edad. En este sentido es conveniente señalar los esfuerzos realiz ados para descubrir galaxias muy jóvenes que estén muy poco contaminadas por la nucl eosíntesis estelar. Vamos a comentar a continuación este punto.

El efecto principal de la nucleosíntesis estelar es la producción de elementos que son luego arrojados al medio interestelar en el curso de la evolución de la estrella. Fundamentalmente gracias a mecanismos como el viento estelar o la explosión de supernovas. Así, un gas que inicialmente tenía una composición primordial, es enriquecido por elementos ligeros pero también por los pesados que son el indicador más evidente de la contaminación experimentada. Cua ndo más baja sea ésta, más cercana será la medida de la abundancia de helio al valor predicho por la teoría de la nucleosíntesis primordial.

Otro de los resultados importantes relacionados con la nucleosíntesis primordial concierne a la contribución de la materia ordinaria cuya densidad esta comprendida en un rango muy estrecho,

0.011 h-2 ≤≤≤≤ ΩΩΩΩ (bariónica) ≤ ≤ ≤ ≤ 0.025 h-2

Donde h = Ho/100

1.9. Desacoplamiento materia-radiación

Transcurridos los 20 primeros minutos de vida, el u niverso aparece constituido por protones, núcleos de helio y en menor proporción de Li y Be, electrones y fotones. Debería haber también materia obscura no ordinaria. Los fotones siguen interaccionando intensamente con los electrones lib res, de manera que no pueden recorrer un camino muy largo sin encontrar un elect rón y experimentar un proceso de difusión. Cuando ocurre este fenómeno se dice que l a materia es opaca a la radiación y que ambas están acopladas. No existen condiciones p ara la supervivencia de los átomos neutros ya que las altas temperaturas provocarían r ápidamente su ionización .

El proceso de expansión continua reduciendo la temp eratura. La densidad de radiación, predominante desde los muy primeros instantes, dism inuye cuando la edad del universo es de unos 300000 años y su temperatura 3500 K, pas ando a ser inferior a la densidad de materia. Los núcleos existentes capturan los electr ones, en un proceso denominado recombinación, para formar átomos que en estas cond iciones son ya estables.

Estos fenómenos provocan una profunda modificación de las condiciones químicas del medio permitiendo que los fotones puedan recorrer l ibremente el universo, que se hace transparente a la luz. En un instante muy próximo a l de este suceso, ocurre la emisión de una radiación en el infrarrojo cercano. El proceso de expansión y enfriamiento del

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universo la transformarán en la radiación de fondo que observamos actualmente en microondas con una temperatura de 2.7 K. Por lo dem ás su forma y propiedades permanecen inalteradas. Así, está verdadera radiaci ón fósil guarda una información preciosa sobre las propiedades del universo primord ial.

Figura 8-1-10

La radiación de fondo es pues la luminaria que anun cia el inicio de una nueva etapa de la vida del universo, la era material, donde reinan un as condiciones que favorecen la creación de grandes estructuras estables como las galaxias , cúmulos de galaxias y estrellas que configuran el aspecto de nuestro univ erso observado. La figura 8-1-10 esquematiza las distintas etapas de la vida del uni verso.

1.10. Formación de las estructuras materiales

El universo es homogéneo a escalas superiores a los 200 Mpc. A escalas más pequeñas existen estructuras jerarquizadas que comienzan con los planetas y estrellas, continúa con los pequeños cúmulos globulares, galaxias y culmina con los cúmulos y supercúmulos de galaxias. Estos últimos forman vall as rodeando amplios espacios vacíos. A escalas mayores la exploración y recuento de galaxias muestra la existencia de un alto grado de isotropía, que es confirmada po r la radiación de fondo en microondas.

Aun cuando las anisotropias encontradas en la radia ción de fondo en microondas por el satélite COBE son muy pequeñas, tienen una gran imp ortancia ya que proporcionan claves para explicar el nacimiento de las grandes e structuras materiales. Las pequeñas distorsiones son interpretadas como fluctuaciones d e densidad ocurridas en los muy primeros instantes de la vida del universo, posible mente en la era inflacionaria. Consecuencia de este fenómeno es la acumulación de materia que crece por la atracción de materia circundante. Como el incremento local de presión impide la compresión del material, la amplitud crece con el tiempo. Esta sit uación continua siempre y cuando el tamaño de la perturbación no supere un valor crític o que depende, entre otros parámetros, de la temperatura, que es muy alta dura nte el periodo del universo dominado por la radiación.

Al concluir la recombinación y entrar en la era mat erial, la nuevas condiciones físico-químicas del universo producen una disminución subs tancial del tamaño crítico de las fluctuaciones, resultando un régimen de inestabilid ad que provoca la ruptura del medio material en fragmentos que colapsan por su propio p eso.

Para algunos investigadores el colapso gravitaciona l de la nube habría dado lugar a una generación de superestrellas masivas que evoluciona ron rápidamente explotando como gigantescas supernovas. La alteración experimentada por el medio produjo el incremento de la longitud crítica hasta valores sim ilares al diámetro de las galaxias o de los cúmulos de galaxias.

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No hay acuerdo sobre las estructuras originadas en las fragmentaciones subsiguientes. Algunos especialistas consideran que primero ocurri ría la formación de las galaxias, que más tarde se agruparían en cúmulos de galaxias. Un proceso favorecido por las elevadas densidades que existían en los primeros momentos de l universo material. Otros, asumen que la fragmentación produciría nubes de tamaño sim ilar al de los cúmulos que darían lugar, también por colapso, a las galaxias miembros .

Sobre lo que si parece existir acuerdo es que la fo rmación de elípticas y espirales ha seguido unas vías diferentes. En éstas el colapso f ue muy rápido, de caída libre y dura unos cien millones de años. El material, gas difuso , acaba depositado en una capa delgada en el plano ecuatorial formando un disco qu e puede crecer lentamente durante la vida de la galaxia, por acreción o transferencia del gas de otra galaxia. Antes de que la construcción de la galaxia este completada tiene lu gar la formación de las estrellas en los cúmulos globulares del halo y más tarde en el disco. De esta manera queda expl icada la mayor edad de las primeras.

En las galaxias elípticas el colapso debio ser más lento. Hay sin embargo otras hipótesis que atribuyen su origen a la fusión de dos o más ga laxias. Cuando una galaxia captura otra más pequeña, las estrellas de esta última qued an incorporadas a la población estelar de la primera. Sin embargo es difícil explicar con estos procesos la existencia de galaxias elípticas pequeñas.

No conocemos de modo preciso en que instante de la vida del universo material tuvo lugar la formación de las grandes estructuras que o bservamos actualmente, pero podemos establecer un límite inferior de la manera siguiente. Cuando retrocedemos en el tiempo, las distancias entre las galaxias dismin uyen. Por ejemplo la separación típica de las galaxias es del orden de 100 veces su diámet ro, en consecuencia para desplazamientos al rojo de z = 100 o inferiores, la s galaxias debieron estar en contacto. Una situación imposible. La cosmología estándard muestra que para z = 100 la edad del universo debió ser mil veces más pequeña que la act ual, unos 15 mil millones de años. De manera que la aparición de las grandes estructur as en su forma actual debió ocurrir cuando la edad del universo superó los 15 millones de años.

Cuestiones y problemas de autoevaluación

Cuestiones

1. Qué causas físicas favorecieron el comienzo del universo material.

2. ¿En qué época aparecen los primeros átomos neutr os?

3. Cuál es el elemento químico más abundante despué s del hidrógeno.

4. En qué época tuvo lugar la emisión de la radiaci ón de fondo en microondas, cuál fue su temperatura en ese instante. Porqué actualmente es más fría.

5. Qué pruebas apoyan la homogeneidad e isotropía d el universo.

6. Causas que producen la recesión de las galaxias distantes.

7. ¿Existían estrellas y galaxias en el universo do minado por la radiación?

8. Qué parámetro observable es directamente proporc ional a la edad del universo.

9. Restricciones más importantes en la aplicación d el método científico al estudio del universo.

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10. Cuál es la principal dificultad para estudiar f ísicamente el origen del universo.

11. Qué gobierna la geometría del universo.

12.-¿Se puede establecer pasado, futuro y geometría del universo midiendo la densidad de materia luminosa?

Problemas

1. Establecer la ecuación de la trayectoria de los fotones para las distintas geometrías del universo.

2. Determinar la edad de un universo material Einst ein-de Sitter ( ΩΩΩΩ o = 1), si Ho = 75 km s-1 Mpc -1

Soluciones

Cuestiones

1. Qué causas físicas favorecieron el comienzo del universo material.

La disminución de la temperatura causada por la exp ansión del universo y los procesos de recombinación.

3. Cuál es el elemento químico más abundante despué s del hidrógeno.

El helio.

6. Causas que producen la recesión de las galaxias distantes.

La expansión del universo.

8. Qué parámetro observable es directamente proporc ional a la edad del universo.

La constante de Hubble

Problemas

2. ∆ετερµιναρ λα εδαδ δε υν υνιϖερσο µατεριαλ Εινστειν−δε Σιττερ ( Ω2. ∆ετερµιναρ λα εδαδ δε υν υνιϖερσο µατεριαλ Εινστειν−δε Σιττερ ( Ω2. ∆ετερµιναρ λα εδαδ δε υν υνιϖερσο µατεριαλ Εινστειν−δε Σιττερ ( Ω2. ∆ετερµιναρ λα εδαδ δε υν υνιϖερσο µατεριαλ Εινστειν−δε Σιττερ ( Ω o = 1), si Ho = 75 km s -

1 Mpc -1.

Aproximadamente 9000 millones de años.

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MODULO IX Unidad didáctica 1: El Sistema Solar

1.1. Introducción

Figura 9-1-1: El Sol y los planetas. Dimensiones relativas de los planetas respecto al Sol.

La observación del cielo a simple vista permitió de scubrir en la antigüedad unos astros que tenían un movimiento apreciable respecto a las estrellas, que parecían fijas debido a sus mayores distancias. Por ello recibieron de los griegos el nombre de planetas, que significa «vagabundos». Su naturaleza y propiedades empezaron a comprenderse en el Renacimiento cuando Kepler, utilizando las medidas realizadas a lo largo de un gran número de años por Tycho Brahe, estableció las ecua ciones de movimiento y determinó la velocidad y tipo de órbita que describen alreded or del Sol. Más tarde, la utilización del telescopio facilitó el descubrimiento de los planetas más ale jados, el último en el año 1930, y proporcionó información acerca de sus carac terísticas físicas y químicas.

El sistema solar consiste en una estrella central, llamada Sol, y nueve planetas: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno , Urano, Neptuno y Plutón. Existen además docenas de satélites, entre ellos la Luna y miles de pequeños asteroides y también cometas .

En la actualidad, la mejora de las técnicas observa cionales y en particular, el empleo de sondas espaciales, ha favorecido la aplicación de i nstrumentos y métodos utilizados en las predicciones y análisis de fenómenos terrestres . Por ello el estudio de los planetas, sobre todo de los más cercanos, corresponde a unas subdisciplinas como la Geología y Atmósfera Planetarias que tienen, metodológicamente, muchos más puntos en común con las ciencias de la Tierra que con la Astrofísica propiamente dicha. Sin embargo, quedan todavía aspectos, como el estudio de los pla netas lejanos, la investigación sobre algún nuevo planeta y sobre todo el propio origen del Sistema Solar, qu e son materias de particular interés en Astrofísica, a despecho de una justificada tendencia general que considera el estudio del Sistema Solar de escaso in terés para nuestro conocimiento del universo a gran escala.

La mayor parte de la materia del Sistema Solar esta concentrada en el Sol (figura 9-1-1), y no llega a las dos milésimas de la masa de éste la correspondiente al conjunto de los

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restantes objetos, planetas y sus satélites, astero ides, que están inmersos en un medio interplanetario de muy baja densidad, constituido por granos de po lvo y gas. 1.2. Propiedades generales

Figura 9-1-2: Orbitas de los planetas. Trayectorias de los planetas en su revolución alrededor del Sol donde se aprecian también las distancias relativas y la peculiaridad del plano de la orbita de Plutón.

La gravedad gobierna el movimiento de los planetas alrededor del Sol y determina sus órbitas, que son elipses de muy pequeña excentricid ad, esto es aproximadamente circulares. Los semiejes mayores de las órbitas de los planetas son por tanto prácticamente iguales a las distancias medias Sol - planeta. Están comprendidas entre las 0.387 UA de Mercurio y 39.4 UA de Plutón, aumen tando en progresión geométrica según una curiosa ley denominada de Titius-Bode, qu e está siendo interpretada en el contexto de la formación del Sistema Solar. Los pla nos que contienen las órbitas son aproximadamente coplanarios, y por tanto forman áng ulos muy pequeños con la eclíptica ( figura 9-1-2). En el caso de Plutón es un poco mas grande, 17’. Todos los planetas efectúan su revolución alrededor del Sol e n el mismo sentido, llamado directo. Además de este movimiento, realizan otro de rotació n en torno a su eje, que tiene el mismo sentido que el anterior, excepto en los casos de Venus y Urano, que es retrógrado. Algunos de los nueve planetas están aco mpañados de uno o varios satélites que giran en torno a ellos en sentido directo o ret rógrado.

Para estudiar las posiciones de los planetas respec to al Sol es conveniente distribuirlos en dos grupos: Interiores (Mercurio y Venus) son aq uellos cuyas órbitas están comprendidas entre la Tierra y el Sol, y exteriores los restantes. Cuando un planeta interior se encuentra en la dirección Sol-Tierra, s e dice que está en conjunción con el Sol. En la posición más próxima a la Tierra la conj unción es inferior y en la más alejada, superior. Las tangentes a la órbita del planeta, tr azadas desde la Tierra, definen dos ángulos con el eje Sol-Tierra denominados elongació n máxima oriental y occidental que determinan las posiciones más convenientes para su observación. Por el contrario, el planeta no será visible en la conjunción superior n i en la inferior, a menos que esté situado justamente delante del Sol.

De las dos posiciones que puede adoptar un planeta exterior cuando está alineado con el eje Sol-Tierra, se llama conjunción la más aleja da de la Tierra y oposición la más cercana. Es esta última la que ofrece mejores condi ciones para la observación, ya que

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además de su proximidad, el planeta estará mejor il uminado por el Sol. El planeta está en cuadratura cuando las direcciones planeta-Tierra y Tierra-Sol, son perpendiculares.

Una fracción sustancial de la luz que emiten los pl anetas es debida a la reflexión de la luz solar. El albedo mide la relación entre la radiación del Sol que in cide en el planeta y la reflejada por éste. Otro parámetro característico e s la masa, que puede obtenerse aplicando la teoría de la gravitación al movimiento de los satélites. En aquellos que no los tienen, las masas resultan de estudiar la pertu rbación que producen en sus movimientos los planetas más próximos.

Para el mejor estudio de su estructura, los planeta s se agrupan en dos categorías. Los telúricos, Mercurio, Venus, la Tierra, y Marte, tie nen un diámetro y masa pequeños y una densidad importante, de 4 a 5 g cm -3. Los jovianos o gigantes, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, son más voluminosos y masivos, pero menos densos que los telúricos, de 1 a 2 g cm -3. Los dos grupos están separados por un cinturón de asteroides , cuyos diámetros pueden alcanzar los 1000 km. Esta clasifi cación no incluye Plutón, el planeta más externo y pequeño, y también el último descubie rto.

Los planetas terrestres contienen, en su parte más externa, una atmósfera gaseosa de pequeño espesor en relación con el radio. Para su e xistencia es necesario que la velocidad de las partículas del gas debidas a la ag itación térmica,

V = (3 kT/m)1/2

sea inferior a la velocidad de escape, Vc,

Vc = (2GM/R) 1/2

En el caso de la Tierra, V = 0.5 km/s y Vc = 11.2 k m/s. Por debajo de la atmósfera hay una corteza de roca ligera, que constituye su superfici e, seguida de una capa de roca más densa (el manto) y de un núcleo central, constituid o por una aleación de hierro-níquel. Los planetas gigantes presentan una estructura dife rente. Existe también una atmósfera gaseosa, pero debajo de ella hay una capa de hidróg eno molecular líquido y otra muy extensa de hidrógeno metálico. El núcleo rocoso pue de ser de 10 a 15 veces mas masivo que el correspondiente a la Tierra.

La superficie de los planetas terrestres está carac terizada por la presencia de cráteres cuyas dimensiones pueden alcanzar centenares de kil ómetros. El estudio de su distribución facilita información acerca de las eda des relativas de las superficies planetarias. Por él se sabe que la Luna, Mercurio y Marte adquirieron prácticamente su configuración actual al final de la primera mitad d e la edad del Sistema Solar. En cambio, el 98% de la superficie de la Tierra adoptó la pres ente disposición en la segunda mitad, y el 90%, en los últimos 600 millones de años.

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1.3. Mercurio

Es el planeta más pequeño, 2440 km de radio y también el más próx imo al Sol, del que está separado 0.3871 UA, y alrededor del cual descr ibe la órbita más excéntrica después de Plutón. En ocasiones, en los meses de Septiembre y Octubre, aparece una media hora antes de la salida del Sol y en otras, Abril o Mayo , poco después del ocaso y nunca cuando el cielo está completamente obscuro. Esta pr oximidad con el horizonte dificulta extraordinariamente su observación, incluso con los telescopios más grandes, a causa del mayor espesor de la atmósfera terrestre. Es conocido que Copérnico, en su lecho de muerte, lamentaba no haber podido observar nunca Me rcurio.

El periodo orbital es de 88 días y rota alrededor d e su eje tres veces por cada dos revoluciones orbitales alrededor del Sol. Como la r adiación solar sobre Mercurio es seis veces mayor que la que incide en la Tierra, la temp eratura en la cara iluminada es más alta que en cualquier otro planeta, 740 K. Por el c ontrario, en la oscura puede ser tan baja como 90 K, ya que la lenta rotación del planet a hace que las noches duren seis meses.

Las mejores imágenes de Mercurio fueron conseguidas por la sonda espacial Mariner 10 en los años 1974 y 1975, durante los cuales observó un 45% de la superficie total a una distancia de unos 705 km. La superficie es muy pare cida a la Luna ( figura 9-1-3) sin embargo el número de cráteres es mas pequeños. Diec iséis de ello tienen diámetros superiores a los 200 km, alcanzando el más grande, Caloris, los 1300 km. Este último aparece rodeado por una elevación anular de uno a d os kilómetros de altura.

La masa de Mercurio había sido determinada estudian do la interacción con Venus y las perturbaciones que producía en las órbitas de los cometas que pasaban por sus cercanías. Este fenómeno afectó también al Mariner 10, y su estudio riguroso permitió obtener un valor más preciso de la masa, 3.3x10 26 g, con lo cual la densidad media es de 5.43 g cm -3 que es ligeramente inferior a la terrestre, 5.52, y supera los 3.34 de la Luna. La densidad de Mercurio informa acerca de su compos ición química: un 70% de hierro y el resto son silicatos. Una proporción del primero mayor que la encontrada en otros planetas y en la Luna. La mayor parte del hierro es tá contenida en un gran núcleo que comprende el 75% del radio del planeta. Esta estruc tura explicaría en parte la existencia de un magnetismo ambiental, un 1% del terrestre, y flujos de partículas, características de una magnetosfera similar a la terrestre. El Mariner 10 detectó la presencia de hidrógeno y helio en la atmósfera extremadamente te nue de Mercurio y posteriormente,

245

a partir de observaciones desde tierra, fueron iden tificados los elementos sodio y potasio.

1.4. Venus

Figura 9-1-4: Venus

Es el objeto más brillante del cielo después de la Luna y el Sol. Puede ser observado al amanecer, lucero del alba, desde principios de año y luego en agosto, durante el ocaso, estrella vespertina. Su masa, 4.86x10 27 g, y radio, 6054 km, son los más próximos a la Tierra, pero la superficie y atmósfera son muy diferentes. La distancia media al Sol es d e 0.723 UA inviertiendo 225 días terrestres en realiz ar una revolución completa y 243 en una rotación alrededor de su eje, que efectúa en un sentido contrario a los restantes planetas y casí todos los satélites.

Venus está cubierto por nubes que impiden la observ ación de la superficie (figura 9-1-4). La composición de la atmósfera ha sido conocida muc ho antes del inicio de la era espacial y tiene como constituyente más importante el dióxido de carbono. Es un absorbente eficaz de la radiación infrarroja que pr oduce el incremento de la temperatura de la superficie, que puede alcanzar los 450 C, dan do lugar a un efecto invernadero, que aparece típicamente cuando una atmósfera no es tran sparente. La cantidad de vapor de agua es del orden de una millonésima de la que está presente en la atmósfera terrestre. Una posible explicación es que la radiación ultravi oleta del Sol disocia las moléculas de vapor de agua de las capas más altas en hidrógeno y oxígeno, escapando este último al espacio interplanetario

Para explorar la superficie inobservable de Venus s e enviaron desde tierra señales de radar que una vez reflejadas por el planeta , eran recogidas y analizadas utilizando potentes radiotelescopios. Sin embargo las imágenes no eran suficientemente detalladas. Las primeras observaciones espaciales, que emplearon también señales de radar, fueron realizadas alrededor en los años 70 p or los Pioneers de la NASA. A ellas siguieron los Veneras 15 y 16 de la antigua Unión S oviética que barrieron un gran parte del hemisferio norte del planeta. Con ellas pudiero n detectarse una rica muestra de formaciones: montañas, volcanes, cráteres, cañones, etc. Información que fue ampliada por el satélite Magellan, operativo entre 1992 y 19 94.

Los resultados muestran que los volcanes son las fo rmaciones más destacadas, han sido identificados más de 1100, conformando la supe rficie donde aparecen flujos de lava. Destacan también las grandes planicies situad as 4 km por encima de la superficie media del planeta, montañas con 12 kilómetros de al tura, que superan el Everest, y valles con profundidades de 3 km que se extienden a lo largo de más de mil kilómetros con una anchura de centenares de kilómetros.

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Las velocidades del viento en la superficie son muy pequeñas, pero suficientes para mover arena y polvo, quizás por ello, la tasa de er osión es muy pequeña

Uno de los resultados más significativos atribuye a la superficie una edad de 500 millones de años, muy pequeña sobre todo si se comp ara con los casi 4000 millones de años de la corteza terrestre. 1.2. La Tierra y la Luna

La Tierra (figura 9-1-5) almacena un 50% de la masa del interior del sistema solar, excluido el Sol. Tiene la forma de una esfera liger amente aplastada por los polos con un radio ecuatorial de 6378 km y masa de 5.97x10 27g. La distancia media al Sol, 150 millones de kilómetros, que define la unidad astronómica.

La atmósfera de la Tierra esta constituida por nitrógeno (77% e n volumen) y oxigeno ( 21%) y otros gases como el argón, dióxido de carbon o y vapor de agua en menor proporción. La mayoría de los fenómenos meteorológi cos ocurren en una región denominada troposfera cuyo espesor es variable, má s pequeño en los polos unos 7 km y mayor en el ecuador donde puede alcanzar los 17 k m. En España es del orden de los 11 km. La temperatura varía con la altura unos 10 C por kilómetro. Tras una zona de transición, denominada tropopausa, está la estratos fera que se extiende hasta los 60 km. Contiene la capa de ozono, situada entre los 20 y 2 5 km. Debido a la absorción de la radiación energética del Sol ( ultravioleta lejano y longitudes de onda más cortas) por las moléculas de dióxido de carbono, vapor de agua y oz ono. La temperatura de la estratosfera aumenta con la altura, al contrario de lo que ocurre en la troposfera. La capa siguiente, la ionosfera, desempeña un papel importa nte en las radiocomunicaciones, ya que refleja las onda de radio.

Figura 9-1-5: La Tierra vista desde el espacio.

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El conocimiento del interior de la Tierra está basa do en el análisis de las ondas sísmicas que proporciona mapas tridimensionales detallados y datos sobre la composición química. La principales estructuras son la corteza, el manto y el núcleo que contienen un 0.4, 67.1 y 32.5% de la masa del planeta .

La edad de las rocas más antiguas de la corteza est á comprendida entre los 3900 y 4000 millones de años, que corresponde a la época de su solidificación. La corteza continental tiene entre 0 y 50 km. Su espesor es ma yor debajo de las grandes montañas, y menor en las fosas oceánicas. Flota sobre el mant o, la región más extensa, constituido por material fundido. Predomina el basalto rico en calcio y aluminio que surge en las erupciones volcánicas y conforma el fondo de los oc éanos. El manto se divide en tres partes: superior entre los 10 y 400 km de profundid ad; región de transición, de 400 a 650 km; y manto inferior comprendido entre los 650 y 28 90 km. Dentro del manto está el núcleo cuya región más externa es de hierro fundido y abarca desde 2890 a 5150 km. Los movimientos del líquido son responsables del campo magnético terrestre cuya intensidad en el ecuador de 3.1x10 -3 teslas y tiene una dirección que varía gradualmente con el tiempo. El núcleo interno es un sólido de 98 0 km de espesor, que posee movimiento de rotación y realiza pequeños desplazam ientos respecto al manto. La Luna

Figura 9-1-6: Superficie lunar. La exploración espacial del sistema solar introduce métodos propios de la Geología y la Ciencias de la Atmósfera en la investigación. En la imagen un astronauta recoge pequeñas rocas lunares que posteriormente serán analizadas.

La Luna. Es el único satélite de la Tierra de la qu e dista 384405 km. Tiene un diámetro de 3476 km y su masa es de 7.348 x 10 25 g.

A simple vista se distinguen unas regiones obscuras y otras luminosas. Las primeras reciben el nombre de maria ( del latín mare, plural maria). A pesar de su nombre no tienen relación con los mares terrestres, ya que no existe agua en la Luna. En realidad son depresiones de algunos centenares de metros de profundidad causadas por flujos de lava volcánica hace millones de años. Los basalt os de las marias tienen su origen en capas situadas a cientos de kilómetros de profundid ad.

Las zonas luminosas son mesetas brillantes, llamada s terrae. Son significativamente más jóvenes que las maria y contienen evidencias de la corteza original. La muestras

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recogidas en las exploraciones lunares (figura 9-1- 6) están constituidas por una gran variedad de rocas, muchas de ellas formadas entre l os 3.8 y 4 mil millones de años.

Los sismómetros y gravímetros han proporcionado dat os relevantes sobre la estructura interna de la Luna. La corteza tiene 70 km de espes or medio, variando entre algunas decenas de km en los fondos de las marias y 100 km en las mesetas. El manto contiene el 90 % del volumen dentro del cual existe un núcle o interno de hierro cuyo radio es del orden de 400 km. La Luna no tiene prácticamente atm ósfera y carece de campo magnético. 1.6. Marte

Figura 9-1-7: Marte. El Telescopio Espacial Hubble muestra obtuvo esta imagen cuando Marte estaba más próximo a la Tierra, 100 millones de kilómetros. La región blanca de la parte superior corresponde al Polo Norte.

Tiene una aspecto rojizo (figura 9-1-7) que ha sido destacado en todas las descripciones históricas. Durante muchos años existió el convenci miento, compartido por muchos científicos, de que podía existir vida en Marte. Un a de las evidencias que apoyaban esta creencia era la variación del aspecto de la superfi cie con los cambios de estación. A finales de la primavera aparece un oscurecimiento d e la superficie, que se extiende progresivamente del polo al ecuador, atribuido al c recimiento de la vegetación, ya que las plantas reflejan menos luz que el suelo desnudo .

Es un planeta pequeño de 3400 km de radio, la mitad por tanto de la Tierra y Venus, con una masa de 6.419x10 26 g. Invierte 686.93 días terrestres en su revolució n alrededor del Sol, del que dista 1.5237 UA, empleando 24.623 h en la rotación alrededor de su eje.

La posibilidad de vida en Marte quedó prácticamente desechada a partir del análisis de los datos obtenidos por la primeras sondas espacial es Mariner, lanzadas en la década de los 60. La exploración continuó con los Vikingos y culminó con el Mars Pathfinder, que alcanzó el suelo del planeta en Julio de 1997, desp legando un vehículo para observar y analizar rocas cercanas in situ. Poco más tarde fue puesto en órbita el Mars Global Surveyor, con la misión de estudiar la geología, mi neralogía, magnetismo, gravedad, etc. del planeta.

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La atmósfera está compuesta principalmente por dióxido de carbo no (95%), nitrógeno (2%), oxígeno (entre 0.1 y 0.4%) y una cantidad aná loga de vapor de agua, que puede condensarse para formar nubes. Hay trazas de metano , 25 partes por millón, y también de ozono aunque menos abundante. La atmósfera es mu y seca y tenue. La presión en la superficie es unas 200 veces más pequeña que en la Tierra.

Figura 9-1-8: Superficie de Marte. Vista desde el Pathfinder

Las imágenes mostradas por el Mars Pathfinder (figu ra 9-1-8 ) y las sondas espaciales anteriores asemejan las de un desierto terrestre. E ntre las características distintivas de Marte las más espectaculares son sin duda los sinuo sos cañones y valles tributarios. Destaca el sistema denominado Valles Marineris que se extiende a lo largo de 4000 km, con profundidades del orden de 7km en la parte cent ral y anchuras que alcanzan los 600 km. Se han detectado sedimentos que pueden haber si do producidos por la acción del agua, que llenaba parcialmente los cañones en el pa sado. Pero la erosión fluvial no parece haber jugado un papel determinante en su for mación, que es más compleja.

La orografía marciana esta caracterizada por la pre sencia de volcanes entre los que destaca el Olimpus, de 24 km de altura, cuya base e s del orden de 500 km. Constituye la evidencia de una actividad volcánica que fue muy im portante en el pasado, y que quizás continúe con mucha menor intensidad en la actualida d.

Los polos son diferentes del resto del planeta. Con tienen hielo mezclado con polvo y pueden tener centenares de metros de espesor. El co mportamiento de ambos polos durante las estaciones es diferente, el casquete no rte permanece invariable, en tanto que el sur desaparece casi totalmente durante el verano .

Además de la corteza, Marte tiene un manto y núcleo . No se conoce bien si este último esta constituido mayoritariamente por hierro o por una mezcla de azufre y hierro. En el primer caso sería más pequeño, unos 1300 km de radi o, que en el segundo, 2000 km.

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Figura 9-1-9: Lunas de Marte: Phobos y Diemos Marte tiene dos Lunas (Figura 9-1-9) que son irregu lares: Phobos, que tiene un tamaño de 27x21x19 km y un periodo orbital alrededor de Ma rte de 7h 39m, y Diemos, más pequeño, de 15x12x11 km. Ambos tienen cráteres como resultado de impactos meteoríticos. 1.7. Júpiter

Figura 9-1-10: Júpiter

Observado con un telescopio , Júpiter aparece como una esfera donde las caracte rísticas mas destacadas son unas bandas paralelas en el plan o ecuatorial, alternativamente claras y obscuras, y tonalidades rojas anaranjadas, marrones, amarillas y azules. Muestra también algunas estructuras singulares como una gran mancha oval rojiza, visible a menudo en el hemisferio sur del planeta (figura 9-1-10), que ya fue observada a mitad del siglo XVII. El mejor momento para observa r Júpiter es cuando está en oposición, lo que ocurre cada trece meses. Entonces brilla como una estrella del cielo y la imagen telescópica es un disco de 50 segundos de arco de diámetro, aproximadamente dos veces más grande que la de Mart e visto en las condiciones más favorables. Júpiter invierte 4332 días en su revolu ción alrededor del Sol, del que dista 5.2026 UA, y el periodo de rotación en torno a su e je es de 9.925 horas. Aproximadamente el 70% de la masa del sistema solar , excluido el Sol, está concentrada en este planeta gigante. Su masa es de 1.898x10 30 g y el radio 71492 km. La densidad

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media, calculada a partir de su masa y volumen, es 1.33 g cm -3 y es enteramente consistente con la composición de Júpiter, un 82% d e hidrógeno, 17% de helio y sólo un 1% de los restantes elementos. Muy similar a la atmósfera del Sol y a la que debió tener la primitiva nebulosa protosolar.

Las regiones polares giran más lentamente, con un p eriodo de 9h 55m 41s, que las ecuatoriales. Esta diferencia influye profundamente en la forma, achatándola ligeramente. Por ello, el diámetro del ecuador es u n 6.37% mayor que el comprendido entre los polos.

La forma de Júpiter es también un excelente indicad or de su estructura interna. Si dos planetas tienen la misma masa, densidad media y vel ocidad de rotación, será más achatado aquel cuyo núcleo sea más compacto y denso . El 4% de la masa de Júpiter está concentrada en un núcleo denso y rocoso, trece veces más masivo que el terrestre pero con un tamaño que es sólo ligeramente superior . Y es que el peso del resto del planeta, unas 305 veces mayor que el de la Tierra, comprime el núcleo reduciéndolo a una esfera de 10000 km de radio con una densidad de 20 g cm -3. La temperatura en el centro del planeta debe ser del orden de 25000 K, m ucho más alta que los 165 K de las capas altas de la atmósfera.

En 1950 los astrónomos descubrieron que Júpiter emi tía ondas de radio. Una gran parte está causada por el material caliente de la superfi cie. La restante es de naturaleza no térmica, debida a descargas eléctricas en las nubes y de tipo sincrotrónico. El análisis de esta última revela la existencia de un campo mag nético, con una intensidad muy superior al terrestre, y también detalles sobre la estructura interna.

El núcleo rocoso de Júpiter, está rodeado por una c apa de 40000 km de espesor de hidrógeno metálico liquido, donde la presión es muy elevada y la temperatura de unos 10000 K. Es un estado infrecuente que tiene algunas de las propiedades típicas de los metales. La región ocupa 20000 km y está constituid a por hidrógeno molecular. La parte superior es la atmósfera, donde existen nubes que c ontienen pequeños cristales de amoníaco congelado, etano, metano y trazas de compu estos carbono, azufre y fósforo. Los colores observados en la atmósfera joviana son debidos a la temperatura de la región de formación de las nubes. Las azules están en regiones más calientes y por tanto más profundas, las marrones en capas altas y finalmente las nubes blancas y rojas son características de las zonas más externas y frí as.

Las sondas espaciales han identificado un sistema s encillo de anillos constituido por un halo toroidal de unos 30000 km de espesor, un anill o principal de 6000 km y un anillo externo más tenue. Están formados por partículas mi croscópicas que difunden la luz, y como los anillos no son estables, debe ser rellenad os de manera continua con nuevo material.

Júpiter tiene 16 satélites de tamaños muy diferente s. Los más grandes son Io, Europa, Ganímedes y Calixto, que tienen dimensiones compara bles a la Luna y Mercurio. Fueron descubiertos por Galileo en 1610 y pueden ser obser vados con prismáticos. Los restantes son bastante más pequeños, con diámetros cercanos a los 300 km.

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1.8. Saturno

Figura 9-1-11: Saturno

Muestra un color amarillento sobre el que aparecen unas bandas y estructuras que son más tenues y menos extensas que las observadas en J úpiter. Destacan por su espectacularidad el sistema de anillos (figura 9-1- 11), que fue durante tres siglos y medio el único observado en un planeta .

Dista del Sol 9.5549 UA empleando 10747 días en des cribir una revolución completa. Como el periodo de rotación alrededor de su eje es 10.6562 horas, gira muy rápidamente, como ocurre también en el caso de Júpiter. Con sus 60268 km de radio y una masa de 5.685 x1029 g, es el segundo planeta más grande del sistema so lar. Su densidad, 0.70 g cm -3, es más baja que la de cualquier otro planeta, por lo que casi toda la materia debe encontrarse en estado gaseoso. Los elementos más ab undantes son el hidrógeno, que representa un 80% de la masa total, seguido por el helio (18%) oxígeno (1%) y carbono (0.4%). Una composición que puede considerarse simi lar al Sol.

La interpretación de las observaciones indica que e l núcleo ha de ser relativamente pequeño y compuesto de silicio, hierro y otros elem entos pesados. Rodeándolo y extendiéndose mucho más allá de la mitad del radio, hay una región de hidrógeno metálico líquido que en las capas más altas es gase oso. También, como en el caso de Júpiter, hay un campo magnético relativamente impor tante que tiene por causa el efecto de la rotación sobre la capa de hidrógeno metálico.

Las estructuras más llamativas de Saturno son los a nillos. Primero fueron descubiertos los denominados A y B, y más tarde, en 1850, el más interno, C. Este es muy tenue y tiene 17000 km de ancho. Le sigue el anillo B, de 2 6000 km de espesor, es el más brillante y contiene miles de estructuras anulares muy estrechas. Aparece a continuación la denominada división de Cassini, que tiene 3000 km de espesor y que no está completamente vacía. Tras ella se identifican los anillos A y el más externo, F, de algunos centenares de kilómetros. Mas allá hay algu nas zonas de material muy disperso, conocidas como G y E, pero que no son realmente ver daderos anillos.

Los anillos están compuestos de moléculas de amonia co y metano cristalizados, así como restos de micrometeoritos. Las zonas más exter nas contienen hielo de agua

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mezclado con impurezas. La densidad de los anillos es tan baja que su masa total es del orden de una diez millonésima parte de la masa tota l del planeta.

Alrededor de Saturno orbitan 18 satélites. El más g rande es Titán, de 2575 km de radio y una masa de 1.34x10 26 g, que tiene una atmósfera apreciable. De menor tamaño es Japeto, uno de los objetos más extraños del sistema solar. Una de sus caras es extremadamente obscura y la otra brillante. 1.9. Urano

Figura 9-1-12: Urano. Imagen observada por la sonda espacial Voyager 2

Urano es de color verdoso y, al igual que Neptuno y Plutón, era desconocido en la antigüedad, ya que sólo es visible con ayuda de un telescopio . La duración del día es de 17.24 horas e invierte 30589 días en recorrer su ór bita alrededor del Sol, del que dista 19.218 UA. Tiene la particularidad de que su eje de rotación está inclinado 98º, una propiedad que no tiene ningún otro planeta y que ha sido atribuida a una colisión.

La temperatura superficial, en la cara enfrentada c on el Sol, es de casi 700 K, y sorprendentemente, en la cara opuesta es cien grado s más alta. En la composición de la atmósfera entran el hidrógeno y el helio en proporciones sim ilares a los planetas gigantes y al Sol y aparecen también compuestos más complejos como metano y acetileno. Precisamente la absorción de la luz roja por el metano sería responsable del color característico del planeta (figura 9-1-12).

En 1977 se descubrieron nueve anillos en Urano que están fuertemente agrupados. Son casi circulares y muy estrechos, no superando la ma yoría los 10 km de espesor y sólo el más externo alcanza los 100 km. Como además son muy obscuros es difícil observarlos ya que están en los límites mismos de la resolución de los telescopios . Su estructura y composición presenta peculiaridades, como la ausenc ia de hielos de agua tan frecuentes en las regiones externas del sistema sol ar y específicamente en los satélites adyacentes.

Urano tiene un núcleo rocoso que almacena el 25% de su masa, cubierto por una capa delgada de hielo de agua y por otra más externa de metano e hidrógeno gaseoso. Se ha

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identificado una magnetosfera donde el campo magnét ico es 50 veces más intenso que el terrestre.

Hay quince satélites orbitando en torno de Urano, s iendo el de mayor tamaño es Oberón, con 761 km de radio. Desde el punto de vista estruc tural uno de los más interesantes es Miranda, constituido por una mezcla de terrenos úni ca en el sistema solar, donde aparece también material volcánico. 1.10. Neptuno

Figura 9-1-13: Neptuno. En la parte central izquierda de la imagen, obtenida por el Voyager 2 se identifica la gran mancha oscura. El metano de la atmósfera absorbe gran parte de la luz roja, dando lugar al color azulado.

Situado a 30.111 UA, tiene 24766 km de radio y una masa 1.024x10 29 g. El periodo de rotación es de 16.110 horas y el de revolución de 5 9800 días.

Su densidad, 1.638 g cm -3, es mayor que la de cualquier otro planeta gigante. El núcleo de unos 8000 km de radio es rocoso y comprende un 1 5% de la masa del planeta. Está rodeado por una capa de hielos de agua y metano. La atmósfera , está compuesta primordialmente de hidrógeno, helio y metano. Las n ubes tienen una estructura más compleja que las de Urano, y exhibe algunas manchas similares a las de Júpiter (figura 9-1-13). La velocidad de los vientos es bastante al ta, unos 1500 km/h.

En Neptuno se han descubierto cuatro anillos. Dos d e ellos estrechos y brillantes, bautizados con los nombres de LeVerrier y Adams. So bre éste último, que es el más externo, aparecen unos arcos que son simplemente co ncentraciones de materia. Los otros dos anillos son mas oscuros y anchos y están intercalados entre el planeta y Adams.

El satélite Voyager 2 amplió de 2 a 8 el censo de s atélites conocidos. El más grande es Tritón, con 1353 km de radio y una masa de 2.15x10 25g , que tiene una atmósfera tenue compuesta principalmente por nitrógeno,

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1.11. Plutón

Figura 9-1-14: Plutón y su satélite Carón.

Situado a 39.5447 UA del Sol, es el planeta más externo del sistema solar. Con una masa de 1.32x10 25 g y un radio 600 km más pequeño que el lunar, la d ensidad media es 2 g cm -

3. Este valor indica que del 60 al 70% de la masa de planeta es roca y el resto hielos de diversas clases: metano, nitrógeno molecular, dióxi do de carbono y agua. Como el metano congela a temperaturas inferiores a 60K, tem peratura superficial ha de ser muy baja y debe existir una atmósfera tenue de metano que probablemente contenga también algún otro gas como el neón.

El satélite de Plutón es Caronte (figura 9-1-14) , del que está separado 19 636 km. Tiene un radio de 625 km y una masa de 1.6x10 24 g y tiene la misma composición que el planeta. 1.12. Asteroides y meteoritos

Figura 9-1-15: Comparativa de asteroides

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Los asteroides son pequeños planetas que orbitan al rededor del Sol en una región del espacio interplanetario comprendida entre la Tierra y algún lugar más allá de la órbita de Saturno. La mayor parte de ellos están situados en el llamado cinturón de asteroides, comprendido entre las 2.2 y 3.3 UA, donde puede hab er casi medio millón con un radio superior a los 500 metros. Hay 25 asteroides conoci dos con radios superiores a los 100 km siendo el mayor Ceres, con 467 km. Son demasiado débiles para que puedan ser observados a simple vista, por lo que es necesario recurrir al telescopio . Tienen formas muy variadas que van desde las aproximadamente esfé ricas hasta las alargadas e irregulares. Los periodos de rotación son en alguno s casos muy grandes pudiendo alcanzar los 48 días como en el caso de 288 Glauke.

La mayoría de los asteroides son oscuros a causa de su composición rica en carbono de la superficie. Pero los hay también brillantes y ro jizos que contienen predominantemente silicatos y metales y carecen de minerales opacos a bsorbentes de luz.

Existen también otros objetos interplanetarios de m enor tamaño que los asteroides denominados meteoroides. No está clara la frontera entre ambos. Estos pequeños asteroides giran alrededor del Sol cruzando la órbi ta de la Tierra y colisionando en ocasiones con ella. Cuando un meteoroide entra en l a atmósfera de la Tierra, su gran velocidad relativa provoca su calentamiento por fri cción apareciendo como una estrella fugaz o meteoro. Si su masa es pequeña, acaba consumiénd ose, pero si es muy grande sobrevive, y alcanza entonces la superficie de la T ierra, pudiendo producir un cráter apreciable. Por ejemplo el gran cráter de Arizona d e más de un kilómetro de diámetro fue causado hace más de 20.000 años. Otro meteorito que cayó en 1908 en Siberia, no dejó un cráter aparente pero el impacto quedó señalado p or los arboles arrancados en un círculo de varios kilómetros.

La clasificación de los meteoritos es complicada y aun cuando existen muchas semejanzas con algunas clases de asteroides, hay ta mbién casos en los que no es apreciable esta contrapartida. Se distinguen los si guientes tipos:

Condritas que pueden ser ordinarias, caracterizadas por unos conglomerados esféricos de silicatos de hierro-magnesio llamados cóndrulos, o carbonaceas, como las anteriores pero muy ricas en carbono. Estas dos clases de cond ritas rocosas constituyen el 86% de los meteoritos que caen a tierra.

Acondritas, que carecen de cóndrulos pero están for madas por silicatos, como las condritas. A esta clase pertenece un 8% de las mete oritos que llegan a la superficie terrestre.

Férrico- rocosos, formados por olivino y una aleaci ón de níquel-hierro

Férricos, constituidos por aleaciones de hierro y n íquel

La gran mayoría de los meteoritos son en realidad f ragmentos de asteroides . Esta conclusión está apoyada en la similitud entre sus p ropiedades químicas. Sin embargo pueden existir diferencias importantes. Los asteroi des pueden sufrir colisiones que dan lugar a pequeños objetos que están sometidos, duran te millones de años, a los efectos de la radiación cósmica que modifica su interior al terando la composición química.

Hay muchos meteoritos que llegan cada año a la supe rficie de la Tierra, pero no pueden ser localizados si caen al mar o en lugares deshabi tados. En los últimos años se han realizado con éxito expediciones de búsqueda en la Antártida, cuya superficie helada ha recibido impactos de meteoritos durante millones de años. Otros lugares de interés como los desiertos, en particular el Sahara, son ta mbién objeto de exploraciones sistemáticas. En estos casos es conveniente tener e n cuenta que, a causa del tiempo transcurrido, pueden estar contaminados por lo que su composición no reflejaría rigurosamente las propiedades originales.

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El estudio de los meteoritos presenta un gran inter és ya que proporcionan datos sobre la formación y composición química del sistema solar y con aspectos relacionados con la cosmocronología. 1.13. Cometas

Figura 9-1-16: El Tapiz de Bayeux. En el año 1066, cuando Guillermo el Conquistador se preparaba para invadir Inglaterra, donde reinaba Harold, apareció un cometa muy espectacular, identificado después con el Halley. Harold, que perdió el trono y la vida en la batalla de Hastings señala el cometa, demandando las consecuencias de tal presagio.

Los cometas han atraído siempre la atención de los hombres a causa de sus apariciones esporádicas, sus formas espectaculares y extrañas y sus movimientos, a primera vista peculiares. Estas características, apreciables a si mple vista, han contribuido, sin duda, a su papel de mensajeros de catástrofes (figura 9-1-1 6). Gracias a esta circunstancia disponemos hoy de testimonios con descripciones, en algunos casos muy detalladas, que se remontan hasta el año 3000 a.C.

Kepler, que contribuyó a sentar las bases de la Astronomía moderna, no aplicó sin embargo sus leyes a los cometas, considerando una p érdida de tiempo el cálculo de la órbita de un objeto que nunca volvería a observarse . El conocimiento de la naturaleza de los cometas se inicia con los trabajos de Halley, u n contemporáneo y amigo de Newton, que aplicando las nuevas teorías elaboradas por ést e, mostró que los cometas observados en los años 1531, 1607 y 1682 eran en re alidad el mismo y que sus apariciones tenían lugar cada 75 años y medio, esta bleciendo por tanto la fecha de su nueva visita. Halley señaló también que los interva los entre los sucesivos pasos del cometa por las proximidades del Sol ( perihelio ) no eran los mismos, y que ello se debía a las perturbaciones de su órbita producidas, fundame ntalmente, por Júpiter y Saturno. Con un pequeño error sobre la fecha prevista, apare ció de nuevo el cometa, que recibió el nombre de Halley, muerto cinco años antes. Los c ometas adquirieron a partir de entonces categoría de objetos naturales sometidos a leyes físicas conocidas. Pero con ello no acabó la atribución de poderes sobrenatural es. Así, la vuelta del Halley en 1910 provocó, en los países más avanzados, verdaderas ol eadas de pánico y suicidios. Circunstancias que sin embargo no se repitieron en su última aparición, a finales de 1985 y principios de 1986, debido quizá a su escasa luminosidad , que lo hacía difícilmente visible, al mayor nivel cultural de la población y a la responsabilidad de los encargados de dar la noticia en los medios de difus ión.

La órbita de un cometa puede ser una hipérbola, par ábola o elipse. Sólo cuando describe la última, el cometa pasa periódicamente por la vec indad del Sol. Los cometas se descubren analizando imágenes de regiones extensas del cielo tomadas con varias horas de intervalo e identificando algún punto lumi noso que tenga un movimiento aparente apreciable respecto a las estrellas. Mucho s de los cometas han sido descubiertos por astrónomos aficionados, de los que han recibido sus nombres.

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Cuando el cometa está todavía muy lejos de nosotros , su irradiancia es debida principalmente a la reflexión de la luz solar. Cuan do está más próximo, tiene el aspecto de una pequeña nube que se difumina progresivamente desde el centro a los bordes. Es la cabellera o coma, que muestra una estructura más brillante y puntual, que recibe el nombre de núcleo, y que en ocasiones está rodeada p or unos halos circulares. Al acercarse al Sol la cabellera incrementa su brillo y tamaño, desarrollando la cola, que es la estructura más espectacular. Nace en el núcleo y atraviesa la cabellera dirigiéndose siempre en sentido opuesto al Sol. Cuando el cometa se aleja, la cola desaparece.

Las observaciones realizadas en estos últimos años han revelado importantes propiedades de los cometas y fundamentado una teorí a sobre su estructura que es aceptada por la práctica mayoría de los especialist as. De acuerdo con ella, los cometas están constituidos por una bolas de nieve sucia que tienen una masa similar a la de una gran montaña terrestre y un diámetro de algunos kil ómetros. La nieve está compuesta por hielos de agua, dióxido de carbono y gases, ent re los que aparecen compuestos complejos. La suciedad de la nieve está producida p or granos de polvo interplanetario de diferentes tamaños.

Los cometas proceden de los confines del sistema so lar, de una región denominada nube de Oort , situada a unas diez mil unidades astronómicas. Al lí permanecen hasta que alguna perturbación les obliga a salir, describiend o entonces una órbita que les lleva a las partes centrales del sistema solar. Hasta enton ces desconocemos su existencia. Cuando llegan a una distancia del Sol comparable a la de Júpiter, parte de los hielos comienza a sublimarse y el gas y polvo liberados fo rman la cabellera, que alcanza su máximo tamaño a 1.5 o dos UA. Al aproximarse al Sol produce cantidades progresivamente mayores de gas y polvo, apareciendo tras el núcleo la cola, espectacular, de decenas de millones de kilómetros de longitud.

Figura 9-1-17: Cometa Halley. En el que se aprecian las dos colas

En general las colas pueden ser de polvo o plasma. La del primer tipo es amarillenta a causa de la luz reflejada y tiene una apariencia ho mogénea, con longitudes que van desde uno a diez millones de kilómetros. Está compu esta de granos de polvo que no superan la micra y que son empujados hacia fuera po r la presión de radiación solar. La cola de plasma contiene electrones e iones, entre e llos de monóxido de carbono (CO +) que son fluorescentes por efecto de la luz solar y producen un color azul característico. Estas colas son bastante rectas y pueden prolongars e hasta los 100 millones de kilómetros (figura 9-1-17).

La masa media de un cometa es relativamente pequeña , mil millones de veces menor que la masa terrestre. Actualmente se admite que si bien la colisión de un cometa con la Tierra es posible, sin embargo es muy improbable. P ero si ocurriera, las consecuencias

259

catastróficas serían puramente locales, similares a las causadas por la caída de un gran meteorito, y en ningún caso podría acarrear el fin del mundo.

Respecto a las perturbaciones producidas por el pas o de la Tierra a través de la cola cometaria, los conocimientos actuales sobre la comp osición y baja densidad de la misma permiten augurar la ausencia de peligro. Por otro lado, hay evidencias que prueban que la Tierra ha atravesado colas de cometa s varias veces en épocas recientes. La única manifestación apreciable de este suceso es la formación de lluvias de meteoritos, muy espectaculares en algunos casos. Es tán producidas por las partículas cometarias, que al penetrar en la atmósfera terrestre con velocidades del orden de 45 km/s entran en combustión a consecuencia de su fric ción con el aire. 1.14. Sistemas planetarios en otras estrellas

El descubrimiento de sistemas planetarios en otras estrellas constituye un importante objetivo de la Astrofísica . Contra él conspira la dificultad de observar obje tos de muy pequeño tamaño cuyo brillo puede ser, en el mejor de los casos, mil veces más pequeño que la luz difusa local. Existen sin embargo alguno s métodos que permiten investigar su existencia y que describimos a continuación.

a) La observación con analizadores adecuados acopla dos a un gran telescopio espacial, con el fin de mejorar la resolución angular y evita r la deformación de las imágenes producidas por la turbulencia.

b) Si una estrella posee un planeta , su movimiento estará perturbado, siendo forzada a describir una pequeña órbita alrededor del centro d e masas del sistema estrella-planeta. Este movimiento da lugar a pequeños desplazamientos periódicos de la estrella respecto al campo estelar, el movimiento propio. Para su detección y medida se utilizan técnicas astrométricas, comparando fotografías, tomadas con intervalos de meses o años, de campos estelares conteniendo los posibles candidato s. El pequeño movimiento de la estrella puede detectarse también midiendo los camb ios de su velocidad radial . Estos dan lugar a desplazamientos de sus líneas espectral es, relacionados con la velocidad por el efecto Doppler.

c) Mediante la observación directa en el infrarrojo de la imagen de la estrella, utilizando métodos interferométricos denominados de mancha.

d) Con ayuda de un complejo método denominado micro lente.

Existen en la actualidad unas 22 estrellas con posi bles sistemas planetarios, de las cuales la mayoría han sido seleccionadas utilizando métodos astrométricos. A continuación listamos las candidatas más probables indicando su distancia, tipo espectral y clase de luminosidad , y número de posibles planetas.

260

Nombre distancia (años luz)

Tipo espectral y clase de luminosidad

Número de planetas

PSR1257+12 ~1600 Pulsar 3

PSR 1620-26 ~20,000 Pulsar y Enana blanca (sistema binario)

1

51 Pegasi 50 G23 V 1

70 Virginis 59 G4 V 1

47 Ursae Majoris

46 G0 V 1

55 rho1 Cancri

45 G8 V 1 (2?)

HD114762 94 F9 V 1

Lalande 21185

8.2 M2 2

tau Bootes 50 F7 V 1

upsilon Andromedae

54 F8 V 3

16 Cygni B 85 G2.5 V 1

rho Coronae Borealis

55 G0 V 1

AMT 1 450 Binario 1

Gliese 876. 15 M4 V 1

14 Herculis 60 K0 V 1

HD187123 156 G5 1

HD210277 68 G0 1

Gliese 86 35 Binarias próximas entre sí

1

HD168443 108 G5 1

HD195019 65 G3 IV-V 1

HD217107 120 G8 IV 1

HD75289 94 G0 V 1

261

Cuestiones y problemas para autoevaluación

Cuestiones 1. Citar las propiedades básicas que distinguen los planetas jovianos de los terrestres. Cómo clasificaría Plutón. 2. Cuáles son las causas de que Mercurio sea uno de los planetas más calientes y al

mismo tiempo más fríos del sistema solar. 3. Por qué la temperatura de la superficie de Venus es tan alta. 4. Si los planetas se condensaron en una nebulosa p rimitiva, porqué no se

convirtieron en estrellas. 5. La masa de la Luna es 1/81 de la terrestre, por qué la gravedad en la Luna es

aproximadamente 1/6 de la que existe en la Tierra. 6. Por qué se pueden conocer aspectos de interés de primitiva historia geológica de la

Tierra, estudiando rocas lunares en lugar de las te rrestres. 7. Explicar porqué el día en Mercurio es 176 veces más grande que el terrestre. 8. Listar la propiedades que pueden ser mejor estud iadas realizando exploraciones

espaciales. 9. Establecer una lista de similitudes y diferencia s entre la Tierra y Venus. 10. Se llama Albedo al cociente entre las intensida des de la luz que refleja un cuerpo y

la que incide en él. El albedo de Mercurio es de ta n sólo un 6%. Explicar las causas.

Problemas 1.-Un satélite observa la Tierra desde una altitud de 100 km. Estimar los tamaños angulares de una casa, un campo de fútbol y una ciu dad de tamaño medio. 2. Las medidas del diámetro de Neptuno están compre ndidas entre los 2302 km y 2316 km. Cuál que precisión puede conocerse su densidad.

3. Relacionar la cantidad de radiación solar que re cibe la Tierra, con la que reciben Mercurio, Marte y Plutón.

4. Comparar la radiación emitida por la superficie de la Tierra, Marte y Venus sabiendo que sus temperaturas medias superficiales son de 29 3 K, 273K y 720K respectivamente. Soluciones 1. Por qué la temperatura de la superficie de Venus es tan alta. Por la composición y condiciones físicas de su atmó sfera que produce un efecto invernadero. 2. Si los planetas se condensaron en una nebulosa p rimitiva, porqué no se convirtieron

en estrellas. No contenían materia suficiente para desencadenar r eacciones nucleares. . Se llama Albedo al cociente entre las intensidade s de la luz que refleja un cuerpo y la que incide en él. El albedo de Mercurio es de tan s ólo un 6%. Explicar las causas. La materia de su superficie tiene una composición que favorece la absorción de la luz incidente.

262

Problemas 5.- Comparar la radiación emitida por la superficie de la Tierra, Marte y Venus sabiendo que sus temperaturas medias superficiales son de 29 3 K, 273K y 720K respectivamente. 418 W m-2, 315 W m-2, 15235 W m-2

MODULO X Unidad didáctica 1 1.- Estudiar las posibilidades de la vida extra terrestre

1.1. Introducción La búsqueda de vida extraterrestre con capacidad te cnológica para la comunicación interestelar esta basada en conceptos que atañen a la vida e inteligencia y son de naturaleza filosófica, sociológica y biológica extr emadamente complejos. La metodología aplicable ha de estar inevitablemente f undada en nuestra propia experiencia, en lo que sabemos de la vida y su evol ución en la Tierra, y los procesos que gobiernan el desarrollo cultural y tecnológico de l a humanidad. Y todo ello ha de ser modulado con información de carácter astrofísico. S iendo la Tierra el único planeta del que tenemos certeza que tiene vida, serán sus propi edades y las del sistema solar que la contiene, las que impondrán las restricciones que h an de verificar los posibles candidatos a planetas habitables.

La pluralidad de los mundos habitados en el univers o es una cuestión antigua y controvertida. Demócrito y Epicuro fundaban su exis tencia en el principio de plenitud según el cual lo que puede ser ha de existir en alg ún lugar y en consecuencia debe haber mundos como el nuestro en otras partes del Un iverso. Esta conclusión sin embargo no era compartida por los mas brillantes pe nsadores griegos. Aun cuando Platón era opuesto a la pluralidad, la consideraba no obstante como una cuestión abierta, sin embargo Aristóteles la rechazaba total mente. Consideraba que la Tierra era el centro del universo, por lo que debería estar se parada de otros mundos habitados por espacios vacíos en contradicción con lo establecido en el marco de su Física. Además los restantes planetas no podrían albergar vida al estar constituidos por una substancia completamente diferente de la que existía en la Tie rra. La concepción aristotélica, apoyada más tarde por consideraciones teológicas, a dquirió una gran fuerza y relevancia hasta el Renacimiento, superando controv ersias y debates.

En este tema sólo consideraremos los aspectos físic o-químicos y astrofísicos favorables al desarrollo de la vida y discutiremos el número d e civilizaciones avanzadas de nuestra Galaxia y los modos posibles de comunicación. 1.2. Vida en la Tierra

Los procesos ocurridos desde que surgieron las form as de vida más primitivas en la Tierra hasta que aparecen los primeros registros hi stóricos de nuestra civilización, son de una extraordinaria complejidad. Una especie de p uzzle gigantesco donde una parte de las piezas se ha perdido definitivamente, otras est án incompletas o deterioradas y unas pocas, en buen estado, cubren zonas distintas y dis tantes. Lo que si conocemos con certeza es que la evolución ocurrió a lo largo de u n periodo de tiempo muy dilatado.

Las mas antiguas células fósiles aparecen en rocas que tienen entre 3300 y 3500 millones de edad. A este intervalo corresponden tam bién los estromatolitos, unas estructuras formadas por la superposición de capas conteniendo diferentes tipos de bacterias. En épocas más cercanas, 1700 millones de años, existen ya evidencias de vida multicelular. Hacia los 570 millones de años a parecen fósiles con partes sólidas, como huesos y caparazones, comenzando una eclosión de vida y la formación de

263

numerosas especies. La información disponible a par tir de entonces muestra evidencias concluyentes de una sucesión de formación y extinci ón de especies. Así ocurrió por ejemplo con los dinosaurios, que vivieron durante u n periodo comprendido entre 240 y 65 millones de años. Sin embargo los fósiles de los hominidos más antiguos son más recientes, tienen unos cuatro millones de años y lo s identificados como neardentales, más de 150000 años. Los humanos modernos aparecen e ntre los 15000 y 30000 años, pero sólo disponemos de registros históricos sobre manifestaciones culturales de cualquier tipo, desde hace 5000 años. 1.3. Química de la vida

Secuencia de aminoácidos, constituidos por elementos como el hidrógeno, en color azul, formado en los primeros instantes de la vida del universo durante el periodo de la nucleosíntesis primordial. En rojo, los producidos en las reacciones nucleares del interior de las estrellas.

Existen evidencias de que hace 3000 millones de año s existían ya organismos capaces de realizar procesos de fotosíntesis y por tanto de bían contener clorofila que convierte el dióxido de carbono y el agua en carbohidratos,

clorofila

6 CO2 + 6 H2O + energía luminosa →→→→ C6H12O6 + 6 O2

El dióxido de carbono ( CO 2 ) podía estar suministrado por rocas carbonatadas q ue habían sido calentadas por la actividad geológica. Los carbohidratos ( C 6H12O6 ) resultantes son la fuente básica de energía química de todos los organismos. Por ejemplo de la respiración,

C6H12O6 +6O2 →→→→ 6CO2 + 6H2O

que es un proceso inverso de la fotosíntesis. Casi las tres cuartas partes de la masa en seco de una célula son proteínas que son moléculas compuestas por C, N, O e H. Estas a su vez forman los aminoácidos ( Fig.10-1). Las cade nas de aminoácidos o al menos segmentos de moléculas de proteínas constituyen el ácido dexoribonucleico (ADN). Tanto el ADN como el ácido ribonucleico (RNA), otra macromolécula, aparecen en todos los organismos vivos, por primitivos que sean, y en los que existieron hace más de tres mil años.

En los procesos bioquímicos intervienen preferentem ente elementos como C, H, O, N, S, P y en menor medida Na, K, Mg, Ca, Cl. También son necesarias trazas de Mn, Fe, Co, Cu y Zn y algunos organismos utilizan B , Al, Va, Mo y l. En menor medida interviene el silicio, que es importante en organismos unicelular es como diatomeas y radiolarios. El níquel desempeña un papel de catalizador y el bromo Br es utilizado por organismos marinos.

264

Figura 10.2. Abundancias de elementos químicos en el universo. Expresadas en potencias de 10, normalizadas a la abundancia de hidrógeno. Los colores indican el lugar de formación de acuerdo con el pie de la figura anterior.

Hay unos cien elementos químicos que ocurren natura lmente y el número de combinaciones posibles es muy grande. Por ello, si las reacciones químicas que forman moléculas orgánicas complejas ocurren al azar, la p robabilidad de que surjan aquellas que son necesarias para la vida es muy pequeña. Sin embargo no han utilizado los elementos químicos más abundantes del universo ( Fi g. 10-2) ni de la corteza terrestre, sino los que tienen propiedades más convenientes. P or ejemplo los cuatro elementos más significativos desde el punto de vista biogénic o, H, O , N, C, son los cuatro átomos más pequeños que pueden conseguir una gran estabili dad electrónica intercambiando 1, 2, 3 o 4 electrones. Esta propiedad les permite est ablecer ligaduras dobles o triples y formar una gran variedad de moléculas estables.

Así de los millones de billones de agrupaciones que pueden resultar de combinar aleatoriamente todos los átomos y moléculas, solo h ay 1500 compuestos orgánicos básicos en bioquímica que están a su vez construido s por no más de 50 bloques elementales, que incluyen aminoácidos y bases nucle ótidas. Este hecho indica que las moléculas críticas para la vida no son resultado de l azar, sino que siguen unas trayectorias muy concretas y poco numerosas que ocu rren cuando existe el entorno adecuado y a lo largo de periodos de tiempo que sab emos que son dilatados, pero cuya duración no conocemos bien.

Un compuesto importante para la vida es el agua. A la presión estándar de una atmósfera permanece en estado líquido dentro de un rango amp lio de temperaturas. Es una propiedad importante que facilita la estabilida d de las moléculas orgánicas más complejas y el transporte de nutrientes. La presenc ia de sales, como ocurre en el agua del mar, disminuye la temperatura de congelación y las presiones más altas incrementan la de ebullición. La molécula de agua muestra una e structura dipolar. Esto es, sus cargas eléctricas positiva y negativa no están distribuida s simetricamente, por ello el agua disuelve las moléculas polares pero no las dipolare s. Las células vivas están rodeadas por una membranas que las aíslan del medio circunda nte y facilitan la realización de sus funciones. Al estar constituidas por moléculas dipo lares evitan que la célula pueda romperse en contacto con el agua. 1.4. Estabilidad

Otro factor determinante para el desarrollo de la v ida es la existencia de fuentes de energía adecuadas y estables, que no experimenten v ariaciones importantes y bruscas de sus propiedades. En la Tierra existe gran número de formas de energía, descargas eléctricas, geotérmica, reacciones químicas, etc. P ero sólo la luz solar cumple todas las condiciones requeridas.

265

Para que la luz del Sol pueda ejercer su función ha de estar tamizada por la atmósfera de la Tierra, que absorbe e impide que lleguen a la su perficie sus radiaciones más energéticas, Rayos X, ultravioleta lejano, etc. De lo contrario romperían las ligaduras de las moléculas orgánicas, las disociarían, acabando rápidamente con cualquier organismo viviente. En esta tarea de protección des empeña un papel primordial el ozono ( O3 ) de la estratosfera, al absorber la mayor parte d e la radiación solar de longitudes de onda cortas.

Además de esta función, la atmósfera junto con la h idrosfera contribuyen a la estabilidad del entorno climático. La hidrosfera también tiene una propiedad importante. La densidad del hielo es menor que la del agua liquida y flota en lugar de hundirse. Si la temperatura del planeta disminuye en regiones muy extensas, como sucede en los casquetes polares, la superficie del mar se congela . El hielo formado, que es estable en una rango de temperaturas muy amplio, aísla térmica mente las capas más profundas impidiendo su congelación. Si el hielo no flotara, las zonas congeladas serían cada vez más extensas y profundas pudiendo quedar los océano s rápida y globalmente helados

Otros aspectos importantes son una razonable estabi lidad geológica durante largos periodos de tiempo y que los efectos perturbadores sobre el clima, disponibilidad de agua y transparencia de la atmósfera sean poco frec uentes y no se prolonguen durante largos periodos de tiempo. Por ejemplo los impactos de meteoritos han sido moderados por la influencia de los campos gravitacionales de los grandes planetas externos Júpiter y Saturno. También su frecuencia ha disminuido a lo largo de la vida de la Tierra. La estadística de los cráteres lunares con diámetros s uperiores a un km muestra una disminución drástica de los impactos desde los 3900 a los 3300 millones años. A partir de entonces son cada vez más raros. En la Tierra lo s resultados serían similares.

1.5. Vida en Marte

Figura 10.3. Superficie de Marte. Fue tomada en la misma superficie de Marte por la experiencia espacial de la N.A.S.A. Mard Pathfinder

No hay evidencias de civilizaciones con tecnologías avanzadas en otros planetas y satélites de sistema solar. Lo que si cabe plantear se es la posibilidad de alguna forma de vida por primitiva que sea. Los principales estudio s realizados hasta la fecha conciernen a Marte, Venus y Titán, el satélite de Saturno. Vam os a considerar únicamente el primero que reúne, con gran diferencia sobre los otros dos, las condiciones más favorables.

La duración del día en Marte es de unas 24.6 horas. Como la distancia de Marte al Sol es una vez y media mayor que la de la Tierra, los años son más largos, 686 días terrestres. La órbita de Marte es más excéntrica por lo que las estaciones son muy extremas, hace más calor en verano y más frío en invierno.

Marte muestra características asociadas al volcanis mo, tectónica, movimiento de material de la superficie provocado por viento, acc identes geológicos relacionados con el agua, grandes impactos etc. Las fotografías de l a superficie son similares a las de un desierto, con dunas, fenómenos de erosión, etc ( Fi g. 10-3). En el ecuador la temperatura diurna supera la de congelación del agua durante un a gran parte del año, pero la temperatura media de la superficie es de - 53 C. La atmósfera es relativamente delgada, con una presión de 6 mb ( en la Tierra es de 1013 m ilibares), y está compuesta predominantemente por nitrógeno y oxigeno. El ozono es muy escaso. Por estas

266

razones, la radiación más energética del Sol es ate nuada muy débilmente antes de alcanzar la superficie.

El único lugar donde existe agua es en los cascos p olares, donde aparece en forma de hielo mezclada con polvo. En el resto del planeta está presente como cristales de hielo. Producidos por un proceso de sublimación en los pol os, son transportados por las corrientes atmosféricas dando lugar a la formación de nubes. En ningún caso el agua líquida puede ser estable en la superficie.

La ausencia de agua y la intensa radiación ultravio leta generan condiciones hostiles para el desarrollo de la vida. Sin embargo, no siem pre tuvo que ser así. Los estudios geológicos muestran que en la primera parte de su h istoria debió existir un volcanismo muy activo, una erosión mil veces mayor en la que t uvieron una participación activa las corrientes de agua que probablemente excavaron los valles observados actualmente. Investigaciones recientes muestran también desnivel es importantes que pudieron albergar grandes masas de agua a la manera de los m ares terrestres. El clima además pudo ser más caliente, debido a un efecto invernade ro asociado al oscurecimiento de la atmósfera, que tendría por causa la materia lanzada a la atmósfera en las erupciones volcánicas y los impactos de grandes meteoritos. No conocemos si además existieron otras condiciones requeridas para la vida, ni tampo co si el conjunto de todas ellas se mantuvo durante el tiempo necesario.

En el caso de que hubiera habido vida en Marte, cab e preguntarse si podría haber sobrevivido en las condiciones actuales. En la Tier ra existen formas primitivas de vida en lugares inhóspitos. Como los psicrófilos, presen tes en los mares helados de la Antártida, y los acidófilos y alcalinófilos, en amb ientes ácidos y alcalinos. El sulfolobus acidocaldarius y el pyrolobus fumatii habitan en me dios con temperaturas de 85 o C y 113o C, respectivamente. Un valor más bajo, 4 oC, es óptimo para el desarrollo de las polaromonas vavuolata. Otro ejemplos de extremófilo s son los metanopyrus que produce su propio metano para sobrevivir, litoautot róficos que viven en el fondo de los océanos. Existe también una gran variedad de organi smos que no necesitan la luz del Sol y han permanecido aislados, bajo la superficie terrestre, durante millones de años.

Estas formas de vida no han surgido en los lugares donde las encontramos ahora, sino que han emigrado desde la superficie por causas div ersas. Un proceso similar podría haber ocurrido en Marte, en cuyo interior todavía e xiste calor. Pero la búsqueda de estas formas de vida no es posible desde el espacio exter ior sino que requiere investigaciones exhaustivas realizadas desde la propia superficie d el planeta y una elevada dosis de suerte. De momento el único resultado es que no hay evidencia alguna de que exista o haya existido vida en Marte. 1.6. El entorno astrofísico

Figura 10-4. Diagrama de HR. Distribución de las estrellas de acuerdo con sus luminosidades y temperaturas.

267

En nuestro planeta no habría condiciones favorables para el desarrollo de la vida sin la concurrencia de unos factores que conciernen a la f ormación, estabilidad y aislamiento del Sol.

El análisis de la luz del Sol informa sobre su comp osición química que es, básicamente, la que tenía el medio interestelar donde ocurrió su nacimiento. Con este material est á construido también el resto del sistema solar, plan etas, satélites, meteoritos, etc. Pero los elementos químicos que identificamos en el Sol y la proporción en que aparecen, son el resultado de una larga cadena de procesos ocurri dos a lo largo de la historia de nuestra Galaxia y del universo. En los primeros instantes existían unos pocos elementos, H, He y trazas de Li y Be formados en la era de la nucleosíntesis primordial. Los restantes fueron creados por reacciones nuclear es en el interior de estrellas, que luego los arrojaron al medio interestelar en el cur so de su evolución. En definitiva la mayoría de los elementos químicos presentes en la n ebulosa protosolar y todos los necesarios para la vida, excepto el hidrógeno, han sido fabricados por las generaciones estelares precedentes.

El segundo factor concierne a la estabilidad. El So l no es una estrella singular. El diagrama HR que distribuye las estrellas de acuerdo con su brillo y temperatura sitúa al Sol en una posición intermedia de la secuencia prin cipal. La posición que ocupan las estrellas depende de las masa que adquieren al nace r. En la parte superior están las estrellas más calientes con masas que pueden ser 10 0 veces la masa del Sol y en la inferior las más frías y menos masivas (Fig. 10-4). En la secuencia principal permanecen las estrellas la mayor parte de su vida obteniendo su energía mediante reacciones nucleares que utilizan hidrógeno como combustible. Agotado el hidrógeno central, las estrellas abandonan la secuencia principal y experi mentan procesos de inestabilidad estructural y física, que producen la expansión de su capas externas.

La teoría de la evolución estelar predice que el So l esta en la secuencia principal desde hace unos 4500 millones de años durante los cuales sus propiedades no han variado de modo apreciable, y continuará en esta fase durante otros cinco mil millones de años más. Hay que destacar que la edad del Sol es consis tente con la obtenida en las rocas lunares y los meteoritos, que está comprendida entr e los 4500 y 4600 millones de años. Sin embargo las rocas más antiguas de la Tierra tie nen unos 4000 millones. Como nuestro planeta se formó al mismo tiempo que el Sol , la Luna y los asteroides , ha debido permanecer sin corteza sólida durante unos 500 mill ones de años, durante los cuales fue imposible la formación y supervivencia de las moléc ulas orgánicas.

La radiación que ilumina la Tierra es emitida por u na región externa del Sol denominada fotosfera que tiene una temperatura de 5500 grados y alcanza su máxima intensidad en la región amarilla del espectro. Estas propiedades también han permanecido prácticamente invariables, antes incluso de la pres encia de las formas más primitivas de vida en la Tierra.

El Sol es una estrella aislada. Realiza un movimien to de rotación alrededor del centro de la Galaxia, pero no esta ligada a estrellas próxima s formando sistemas binarios o múltiples. Estas agrupaciones, que son muy frecuent es, están caracterizadas porque sus componentes describen órbitas alrededor de un centr o común, intercambiando en ocasiones materia de sus capas externas. Es claro q ue las órbitas de los planetas de una estrella que es miembro de un sistema binario, expe rimentan variaciones en el tiempo, son inestables, y las perturbaciones alteran las co ndiciones físicas del planeta, o incluso en los casos extremos, hacen peligrar su propia sup ervivencia.

268

1.7. Búsqueda de planetas habitables

La búsqueda de vida inteligente extraterrestre debe ría comenzar por la localización de planetas con propiedades similares a la Tierra. Per o esta es por el momento una tarea imposible. Si el Sol estuviera a la distancia de la estrella más próxima, aparecería como un punto brillante y la Tierra, con un radio que es la centésima parte del solar, y que es además oscura, sería invisible.

Sin embargo nuestro sistema solar no es único. Obse rvaciones realizadas en estos últimos años han mostrado sistemas planetarios en f ormación en otras estrellas (Fig. 10-5). Su estudio es importante porque aporta claves s obre el nacimiento de nuestro propio sistema solar. También porque prueban que los siste mas planetarios son un hecho común en nuestra Galaxia .

Las evidencias más importantes sobre la existencia de otros planetas provienen del estudio de las perturbaciones que producen en el mo vimiento propio de la estrella. Este método ha facilitado la identificación de candidato s cuyas masas están comprendidas entre 160 y 1600 veces la masa terrestre. Sin embar go no es útil para descubrir planetas de pequeña masa, como la Tierra.

Por tanto, no es posible actualmente identificar di recta ni indirectamente planetas extraterrestres con propiedades similares a la Tier ra. Sin embargo sabemos que, si éstos existen, hay que encontrarlos en torno a estrellas de tipo cercano al solar, que podemos restringir del modo siguiente. Las masas no pueden ser mayores que una vez y media la masa del Sol ni muy pequeñas. En el primera caso, s aldrían de la secuencia principal antes del tiempo necesario para desarrollar organis mos inteligentes. En el segundo serían demasiado frías y los únicos planetas con po sibilidades de albergar vida tendrían que ser muy masivos y próximos a la estrella, con l o que estarían sometidos a

269

perturbaciones catastróficas que impedirían la supe rvivencia. Por ello las estrellas más idóneas son aquellas que están en la secuencia prin cipal y tienen tipos comprendidos entre F5 y K5 ( el Sol es de tipo G2), (Fig.10 - 4) y que además no forman sistemas binarios y múltiples.

1.8. Número de civilizaciones extraterrestres

Nuestra Galaxia tiene unos cien mil millones de estrellas. Basándo nos en las restricciones anteriores podemos excluir las que ca recen de planetas con propiedades similares a la Tierra. Es obvio que el número de la s estrellas restantes no tiene porque coincidir con el de las civilizaciones con capacida d tecnológica para la comunicación interestelar (CCTCI) en nuestra Galaxia. La razón p rincipal es que intervienen además otros aspectos que ya señalamos en la introducción. Cualquier intento serio de estimar el número de CCTCI ha de ser planteado de forma que incluya todos los parámetros implicados, que han de estar bien definidos. Franci s Drake ha realizado una de las aproximaciones más conocidas a este problema establ eciendo una ecuación que esta expresada como un producto de factores, alguno de l os cuales puede ser determinado por métodos astrofísicos. Si N es el número de CTCI resulta,

N= R*Fp x Ne x Fl x Fi x Fc x L

donde,

R*, es el número de estrellas formadas por año en nue stra Galaxia, que cumplen las condiciones señaladas anteriormente.

Fp, fracción de estrellas que tienen sistemas planeta rios.

Ne, fracción de planetas donde se dan condiciones ade cuadas para el desarrollo de la vida

Fl, fracción de planetas donde existe vida

Fi, fracción de planetas donde existe vida inteligent e

Fc, fracción de planetas donde existe una civilizació n con tecnología avanzada capacitada para la comunicación interestelar.

L, vida media de una civilización tecnológicamente a vanzada.

La principal dificultad es que sólo pueden ser dete rminados experimentalmente R* y en menor medida Fp. Para estimar los restantes parámet ros únicamente disponemos de un caso, la Tierra. Los estudios estadísticos sobre fo rmación estelar muestran que sólo se forma una estrella candidato ( enana de tipo compre ndido entre F5 y M0 ) por año. De forma que R* = 0.1. Conservadoramente podemos asumi r que todas las estrellas de tipo solar tienen sistemas planetarios y adoptamos Fp = 1.

Desgraciadamente el resto de los términos de la ecu ación de Drake son muy inciertos. Si utilizamos como referencia el sistema solar entonce s la fracción de planetas de un sistema donde existen condiciones adecuadas para la vida sería de 1/9 , esto es aproximadamente Ne = 0.1. Como en la Tierra existe vida, que además es inteligente y tiene capacidad e interés para realizar alguna form a de comunicación interestelar, podemos escribir que Fl = Fi = Fc = 1.

La longevidad de la civilización tecnológica es un factor difícil de predecir. Su duración puede ser limitada más que por factores externos, p or catástrofes planetarias o de otro

270

tipo, por las consecuencias mismas del desarrollo t ecnológico, contaminación guerra, superpoblación, etc. En nuestro planeta los primera búsquedas comenzaron después de 1960 y, unos quince años mas tarde, los primeros in tentos de enviar señales al espacio. Si consideramos de una manera pesimista que nuestra civilización tecnológica puede durar cien años, resulta un valor mínimo para el nú mero de civilizaciones,

N = 0.1 x 0.1x1x1x1x100 = 1

factores, alguno de los cuales puede ser determinad o por métodos astrofísicos. Si N es el número de CTCI resulta,

N= R*Fp x Ne x Fl x Fi x Fc x L

donde,

R*, es el número de estrellas formadas por año en nue stra Galaxia, que cumplen las condiciones señaladas anteriormente.

Fp, fracción de estrellas que tienen sistemas planeta rios.

Ne, fracción de planetas donde se dan condiciones ade cuadas para el desarrollo de la vida

Fl, fracción de planetas donde existe vida

Fi, fracción de planetas donde existe vida inteligent e

Fc, fracción de planetas donde existe una civilizació n con tecnología avanzada capacitada para la comunicación interestelar.

L, vida media de una civilización tecnológicamente a vanzada.

La principal dificultad es que sólo pueden ser dete rminados experimentalmente R* y en menor medida Fp. Para estimar los restantes parámet ros únicamente disponemos de un caso, la Tierra. Los estudios estadísticos sobre fo rmación estelar muestran que sólo se forma una estrella candidato ( enana de tipo compre ndido entre F5 y M0 ) por año. De forma que R* = 0.1. Conservadoramente podemos asumi r que todas las estrellas de tipo solar tienen sistemas planetarios y adoptamos Fp = 1.

Desgraciadamente el resto de los términos de la ecu ación de Drake son muy inciertos. Si utilizamos como referencia el sistema solar entonce s la fracción de planetas de un sistema donde existen condiciones adecuadas para la vida sería de 1/9 , esto es aproximadamente Ne = 0.1. Como en la Tierra existe vida, que además es inteligente y tiene capacidad e interés para realizar alguna form a de comunicación interestelar, podemos escribir que Fl = Fi = Fc = 1.

La longevidad de la civilización tecnológica es un factor difícil de predecir. Su duración puede ser limitada más que por factores externos, p or catástrofes planetarias o de otro tipo, por las consecuencias mismas del desarrollo t ecnológico, contaminación guerra, superpoblación, etc. En nuestro planeta los primera búsquedas comenzaron después de 1960 y, unos quince años mas tarde, los primeros in tentos de enviar señales al espacio. Si consideramos de una manera pesimista que nuestra civilización tecnológica puede durar cien años, resulta un valor mínimo para el nú mero de civilizaciones,

N = 0.1 x 0.1x1x1x1x100 = 1

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La nuestra. No hay que olvidar que este número corr esponde a nuestra Galaxia, existen además millones de otras galaxias con estructuras y edades parecidas, en las que pod ría hacerse un estudio similar.

1.9. Comunicación

Un problema es conocer cuantas civilizaciones exist en y otro que podamos comunicarnos con ellas. Incluso si residen en nuest ra propia Galaxia . En estos últimos cuarenta años ha habido diferentes campañas para la búsqueda de vida extraterrestre. Bien estudiando las señales de radio procedentes de l espacio exterior, o enviando impulsos desde radiotelescopios terrestres. Hasta el momento los resultados han si do negativos.

La comunicación mediante las ondas de radio tiene l a indudable ventaja de que las señales pueden viajar a la velocidad de la luz y pe netran profundamente en regiones polvorientas, donde la luz quedaría fuertemente ate nuada. Paradójicamente el gran público que recurre abundantemente al teléfono para comunicar con otros humanos prefiere el contacto personal con los extraterrestr es.

Supongamos que queremos enviar una nave espacial al planeta de una estrella donde es previsible la existencia de condiciones para el des arrollo de la vida. Necesariamente estará más lejos que la estrella más próxima, a Cen tauri y adoptamos su distancia, 4.4 años luz, como límite inferior. La velocidad de las naves espaciales más rápidas no tripuladas, como el Pluton Kuiper Express proyectad o por la NASA para ser enviada al planeta Plutón en el año 2004, alcanzarán una veloc idad de crucero de unos 18 km s -1. Una nave similar tardaría unos 71000 años en llegar a α α α α Centauri y otros tantos en volver a la Tierra, 142000 años en total.

Una nave tripulada debería tener amplitud suficient e para que la tripulación gozara de un cierto confort y espacio suficiente para almacenar víveres y el combustible necesario, no sólo para un viaje tan largo, sino para superar la velocidad de escape del sistema solar. En el estado actual de la ciencia y la tecnología p lantear un viaje de estas características no es realista.

Podría considerarse, con más fe en los milagros que en los fundamentos y perspectivas científicas y tecnológicas, que en el futuro será p osible viajar a velocidades próximas a la luz. Si el trayecto a a Centauri se realiza al 8 0% de la velocidad de la luz e incluimos la contracción del tiempo predicha por la relatividad especial, la nave tardaría poco más de tres años en llegar. A su regreso, los astronautas tendrían seis años y medio más pero los habitantes de la Tierra serían ocho años más vi ejos.

La duración del viaje es razonable, pero no olvidem os que un año es el tiempo que invierte la Tierra en su revolución alrededor del S ol. No es la unidad de medida del envejecimiento biológico y este puede transcurrir d e modo diferente al modificar las condiciones de vida. No podemos ignorar los efectos negativos que pueden tener sobre el organismo humano la prolongada permanencia en el espacio exterior ni los viajes a velocidades tan altas ni las importantes aceleracio nes a que estará sometido. Todo ello sin entrar en consideraciones, que son evidentes, s obre las graves alteraciones producidas sobre la propia estructura de la nave, e l material de que está construida, su equipo de navegación y la naturaleza y propiedades del combustible utilizado. Pero hay mas. El medio interplanetario y el espacio interestelar no están vacíos. En el p rimero existen asteroides de gran tamaño que podrían ser eludibles, otros de mucho menor tamaño, mas difíciles de evitar, y en los dos casos partículas sólidas de tamaño microscópico conocidas como granos de polvo interpl anetario e interestelar. Estas últimas al colisionar con una nave viajando al 80% de la velocidad de la luz liberarían una energía similar a la producida por la colisión de u na masa de casi media tonelada moviéndose a 100 km/h.

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La vía más sencilla, realista y económica para cont actar con CCTCI es la emisión de ondas de radio. Hay procedimientos muy ingeniosos y elaborados para indicar a los posibles interlocutores que las señales son artific iales y mostrarles algunas características de nuestra propia cultura. Sin emba rgo el método más simple consiste en mandar una simple señal en una frecuencia que no co incida con las radioemisiones producidas de modo natural en nuestra Galaxia o en el resto del universo. La banda elegida está comprendida entre las frecuencias de 1 8 cm y 21 cm. En la primera emite intensamente la molécula OH y en la segunda el hidr ógeno interestelar. Cuestiones para autoevaluación 1. Proporcionar un ejemplo no científico de una hip ótesis y sugerir como puede ser verificada. En qué condiciones una hipótesis se con vierte en una teoría. 2. Listar los principales métodos de detección de v ida extraterrestre inteligente. 3. Cuál es el fundamento químico de la vida. 4. En qué otros lugares del universo, distintos de la Tierra, han sido identificadas

moléculas orgánicas. 5. Qué ventajas presenta la utilización de emisione s en radiofrecuencias en las

comunicaciones interestelares. 6. Cuáles son las principales dificultades de los v iajes interestelares. 7. Cómo aparecería la Tierra si fuera observada en radiofrecuencias. 8. Cuáles son los principales aspectos astrofísicos que favorecen el desarrollo de la

vida. 9. ¿Existen los OVNIS? 10. ¿Puede existir vida en otros lugares del univer so? 11. ¿Existe alguna evidencia científica de que la T ierra ha sido visitada por

extraterrestres en alguna época de su historia? 12. Establezca la proporción de los alumnos de su c lase que creen que existe vida

inteligente en Marte. ¿Cuáles son los principales f undamentos?

Soluciones 4.- En qué otros lugares del universo, distintos de la Tierra, han sido identificadas moléculas orgánicas. Cometas, asteroides, nebulosas densas del medio int erestelar. 5. Qué ventajas presenta la utilización de emisione s en radiofrecuencias en las comunicaciones interestelares. Experimentan menos perturbaciones al atravesar el m edio interestelar. Se pueden establecer rangos de frecuencias que no son emitida s por fenómenos naturales. 9. ¿Existen los OVNIS? Sí, existen objetos volantes que no han podido ser identificados.

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11. ¿Existe alguna evidencia científica de que la T ierra ha sido visitada por

extraterrestres en alguna época de su historia? Ninguna que se pueda considerar concluyente.