Fundamentos de Astrofísica Práctica
1995/11/01 Sarasola Manech, Julen Iturria: Elhuyar aldizkaria
Siguiendo el mismo razonamiento, la Astronomía de Posición es un campo que estudia la posición relativa, el desplazamiento, la órbita y la velocidad de los astros como estructuras lumínicas.
Todos ellos comienzan por la observación de los astros. Los seres humanos de la Historia Previa sólo percibían puntos de luz en el cielo (la luna y el sol eran las únicas excepciones, pero en estos casos también se consideraban discos luminosos). Así, la astronomía de posición fue la primera en gestarse y en ello se basaron las primeras investigaciones sobre las medidas del universo: tamaño de la Tierra, de la Luna, distancia de la Tierra a la Luna, distancia a Marte, distancia al Sol y su tamaño, etc. También comenzaron a conocerse el período de giro y las diferentes velocidades de estos astros.
Para poder hacer todo esto bastaba con medir en un momento dado diferentes posiciones y cambios de posición a lo largo de las constelaciones. Para ello dirigían sus cuadrantes, astrolabios y ballestas astronómicas hacia el punto más luminoso. Los cálculos así realizados eran puramente matemáticos y geométricos, ya que la posición y el tiempo eran los únicos parámetros. Fuera de eso no había certeza y la natación era la única vía: ¿por qué tan cerca o tan lejos? ¿por qué esa velocidad? ¿qué materias son? ¿de dónde vienen la luz, el color y la energía? ¿hay vida?
La llegada de la revolución
XVII. En el siglo XVIII se empezó a utilizar el telescopio. En el siglo XVIII se produjo el descubrimiento del espectro lumínico. Estos dos hechos son el reflejo del espectacular desarrollo de la ciencia, ya que en física, química y matemáticas, tales como los cálculos diferenciales, dando una alternativa a la geometría, se produjeron en medio del florecimiento que se produjo en esa época. Por todo ello, la astronomía consiguió un gran avance y se consiguió dar respuesta científica a las preguntas planteadas en la era clásica. Para ello había que cambiar el concepto de astros.
De suponer puntos de luz puros, llegó a reconocerse como objetos de estructura interna tridimensional. Para llevar a cabo la investigación, los astros debían ser estudiados lo más cerca posible (utilizando el telescopio), y siendo la única información objetiva transmitida por estos objetos su luz, era necesario realizar un análisis detallado de la misma, descomponiendo la luz y procediendo a realizar mediciones precisas (espectro). Ahí está el deber de la astrofísica.
Observando las manchas del sol
El Sol es la estrella más cercana a nosotros y por tanto la más brillante ante nuestros ojos. En cualquier caso, el Sol es una estrella corriente y los resultados que se pueden obtener de su estudio también se pueden utilizar para conocer el resto de estrellas.
El universo está estructurado en galaxias y en cada una de ellas se considera un sistema de estrellas de mil millones. Por tanto, al analizar el Sol, estrella de nuestro sistema, la estructura del universo (cosmología), su origen y su futuro (cosmogonía) serán también nuestros estudios.
El desarrollo de la astrofísica partió de la investigación del Sol. Siendo la estrella más cercana a nosotros, tenemos mucha información sobre el Sol. Sin embargo, son muchas las preguntas que aún quedan por responder (producción de neutrinos, “soleamiento”, influencia de las manchas sobre la Tierra, cambios de radiación, etc.), por lo que se puede afirmar que esta gigantesca bola de fuego sigue siendo misteriosa.
Partimos de la observación de las manchas que se producen, desarrollan y desaparecen en la fotosfera del Sol. La naturaleza de estas manchas es conocida: Son zonas del orden de 4.000 K y como en la fotosfera del Sol existe una temperatura aproximada de 6.000 K, se presentan ante nuestros ojos como “más fríos” o como negros.
En astrofísica se considera que existe una relación directa entre las variaciones del campo magnético del Sol y las manchas. De hecho, podríamos pensar que el Sol es una gigantesca dinamo y que al estar la materia ionizada y degenerada a altas presiones, densidades y temperaturas, debido al movimiento giratorio del Sol, estas cargas crean un campo magnético.
Sin embargo, las manchas nacen, evolucionan y desaparecen. Presentan diferentes estructuras y nos dan una clara demostración de que nuestra estrella gira a través del disco solar. Es más, a pesar de que cada día es muy variable, el número de manchas define un período de tiempo concreto y se cree que tiene una influencia notable sobre los episodios de calor y frío en la Tierra.
Para la observación, con unos buenos telescopios o prismáticos, proyectaremos la imagen del Sol sobre un papel. Nunca mires directamente desde el ocular porque nos quemaríamos el ojo! ... Utilizaremos un CCD o cámara de vídeo, pero en este paso también es necesario tomar medidas de protección: para evitar que se dañen los píxeles, realizaremos una grabación incorrecta o proyección o colocaremos un filtro delante. Estas imágenes las guardaremos, ya que luego nos ayudarán a realizar numerosos estudios en el magnetoscopio.
Renovando el espectro solar
Aunque puede pensarse lo contrario, la información que podemos obtener de la luz visible es mucho más precisa que la que podemos obtener de las manchas de la fotosfera del Sol. Si conseguimos descomponer esa luz “blanca”, descubriremos que nuestra estrella está formada por zonas de alta presión y temperatura que no vemos y que tiene una fotosfera visible, es decir, una atmósfera fría y casi vacía.
La primera es una zona compacta que proporciona un espectro continuo, como el hilo de luz incandescente de una bombilla. La segunda es la fotosfera gaseosa y fría, que filtra algunos colores lineales de ciertas energías del espectro que no vemos de por sí, líneas no sensibles a su composición química. Además, los vivos colores emitidos en el espectro continuo proporcionan información directa sobre la temperatura de la fotosfera.
Entre los datos que podemos extraer del estudio del espectro en bote rápido destacan la estructura de las estrellas (zona y atmósfera), la temperatura de la fotosfera (unos 6.000 K) y su composición química (entre otros, los componentes fríos que absorben energía: Ca, Fe, H, Mg, He, Na, etc.).
Si luego queremos medir, hay que observar el espectro y para ello se utilizan los espectroscopios. El modelo que presentamos a continuación es el diseñado en Euskal Herria, barato y de gran calidad. Para su creación hay que recortar la octava parte de un disco compacto (CD) y, como se indica en la imagen, meterlo en una gran caja de poxpolos pintados de negro, añadirlo y abriremos una pequeña taquilla en la tapa situada sobre él. El último paso es abrir una pequeña ranura, ya que la última es dirigirla hacia el Sol.
El CD difracta los fotones de diferentes longitudes de onda y energías con luz blanca, es decir, los dispara en todas las direcciones; a continuación, las ondas del mismo color se interfieren entre sí (constructivamente y destructivamente), mostrando de forma discontinua un color intenso en determinadas direcciones. Al mismo tiempo, el resto de colores siguen el mismo camino y aparecen de forma discontinua unos espectros continuos.
La primera señal que no se desvía es la blanca y la más viva; después y tras una interferencia destructiva, llega el primer espectro y de forma discontinua el resto, cada vez más débiles y separados. Los que no aparecerán son fotones absorbidos por los componentes químicos de la fotosfera.
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