Astronomía

Los objetos del universo emiten una enorme gama de radiación electromagnética. Los científicos llaman a esta gama el espectro electromagnético, que han dividido en varias categorías. El espectro se muestra en la Figura 1, con alguna información sobre las ondas de cada parte o banda.

Figura 1: La radiación y la atmósfera terrestre. Esta figura muestra las bandas del espectro electromagnético y lo bien que las transmite la atmósfera terrestre. Obsérvese que las ondas de alta frecuencia procedentes del espacio no llegan a la superficie y, por tanto, deben observarse desde el espacio. Algunas ondas infrarrojas y microondas son absorbidas por el agua y, por tanto, se observan mejor desde grandes alturas. Las ondas de radio de baja frecuencia son bloqueadas por la ionosfera de la Tierra. (crédito: modificación del trabajo de STScI/JHU/NASA)

Tipos de radiación electromagnética

La radiación electromagnética con las longitudes de onda más cortas, no superiores a 0,01 nanómetros, se clasifica como rayos gamma (1 nanómetro = 10-9 metros; véase Unidades utilizadas en la ciencia). El nombre gamma proviene de la tercera letra del alfabeto griego: los rayos gamma fueron el tercer tipo de radiación descubierta procedente de los átomos radiactivos cuando los físicos investigaron por primera vez su comportamiento. Como los rayos gamma transportan mucha energía, pueden ser peligrosos para los tejidos vivos. La radiación gamma se genera en las profundidades del interior de las estrellas, así como por algunos de los fenómenos más violentos del universo, como la muerte de estrellas y la fusión de cadáveres estelares. Los rayos gamma que llegan a la Tierra son absorbidos por nuestra atmósfera antes de que lleguen al suelo (lo que es bueno para nuestra salud); por lo tanto, sólo pueden estudiarse utilizando instrumentos en el espacio.

La radiación electromagnética con longitudes de onda entre 0,01 nanómetros y 20 nanómetros se conoce como rayos X. Al ser más energéticos que la luz visible, los rayos X son capaces de penetrar en los tejidos blandos, pero no en los huesos, por lo que permiten obtener imágenes de las sombras de los huesos en nuestro interior. Aunque los rayos X pueden penetrar una pequeña parte de la carne humana, son detenidos por el gran número de átomos de la atmósfera terrestre con los que interactúan. Por ello, la astronomía de rayos X (al igual que la de rayos gamma) no pudo desarrollarse hasta que se inventaron formas de enviar instrumentos por encima de nuestra atmósfera (Figura 2).

Figura 2: Cielo de rayos X. Este es un mapa del cielo sintonizado con ciertos tipos de rayos X (vistos desde arriba de la atmósfera terrestre). El mapa inclina el cielo de manera que el disco de nuestra Vía Láctea atraviesa su centro. Fue construido y coloreado artificialmente a partir de los datos recogidos por el satélite europeo ROSAT. Cada color (rojo, amarillo y azul) muestra rayos X de diferentes frecuencias o energías. Por ejemplo, el rojo señala el resplandor de una burbuja local caliente de gas que nos rodea, soplada por una o más estrellas en explosión en nuestra vecindad cósmica. El amarillo y el azul muestran fuentes más lejanas de rayos X, como los restos de otras estrellas que han explotado o el centro activo de nuestra galaxia (en el centro de la imagen). (crédito: modificación de un trabajo de la NASA)

La radiación intermedia entre los rayos X y la luz visible es la ultravioleta (que significa una energía mayor que la violeta). Fuera del mundo de la ciencia, la luz ultravioleta se llama a veces «luz negra» porque nuestros ojos no pueden verla. La radiación ultravioleta está bloqueada en su mayor parte por la capa de ozono de la atmósfera terrestre, pero una pequeña fracción de los rayos ultravioleta de nuestro Sol penetra y provoca quemaduras solares o, en casos extremos de sobreexposición, cáncer de piel en los seres humanos. La astronomía ultravioleta también se realiza mejor desde el espacio.

La radiación electromagnética con longitudes de onda entre 400 y 700 nm aproximadamente se llama luz visible porque son las ondas que la visión humana puede percibir. También es la banda del espectro electromagnético que más fácilmente llega a la superficie de la Tierra. Estas dos observaciones no son casuales: los ojos humanos evolucionaron para ver los tipos de ondas que llegan del Sol con mayor eficacia. La luz visible penetra eficazmente en la atmósfera terrestre, excepto cuando es bloqueada temporalmente por las nubes.

Entre la luz visible y las ondas de radio se encuentran las longitudes de onda de la radiación infrarroja o térmica. El astrónomo William Herschel descubrió los infrarrojos por primera vez en 1800 mientras trataba de medir las temperaturas de los diferentes colores de la luz solar repartidos en un espectro. Se dio cuenta de que cuando colocaba accidentalmente su termómetro más allá del color más rojo, seguía registrando un calentamiento debido a una energía invisible procedente del Sol. Éste fue el primer indicio sobre la existencia de las otras bandas (invisibles) del espectro electromagnético, aunque tendrían que pasar muchas décadas para que se desarrollara nuestra plena comprensión.

Una lámpara de calor irradia sobre todo radiación infrarroja, y las terminaciones nerviosas de nuestra piel son sensibles a esta banda del espectro electromagnético. Las ondas infrarrojas son absorbidas por las moléculas de agua y de dióxido de carbono, que están más concentradas en la parte baja de la atmósfera terrestre. Por esta razón, la astronomía infrarroja se realiza mejor desde las cimas de las montañas, los aviones de alto vuelo y las naves espaciales.

Después de los infrarrojos vienen las conocidas microondas, utilizadas en las comunicaciones de onda corta y en los hornos de microondas. (Las longitudes de onda varían de 1 milímetro a 1 metro y son absorbidas por el vapor de agua, lo que las hace eficaces para calentar alimentos). El prefijo «micro» se refiere al hecho de que las microondas son pequeñas en comparación con las ondas de radio, las siguientes del espectro. Tal vez recuerde que el té -que está lleno de agua- se calienta rápidamente en su horno microondas, mientras que una taza de cerámica -de la que se ha eliminado el agua al hornearla- se mantiene fría en comparación.

Todas las ondas electromagnéticas más largas que las microondas se denominan ondas de radio, pero ésta es una categoría tan amplia que generalmente la dividimos en varias subsecciones. Entre las más conocidas están las ondas de radar, que se utilizan en las pistolas de radar de los agentes de tráfico para determinar la velocidad de los vehículos, y las ondas de radio AM, que fueron las primeras que se desarrollaron para la radiodifusión. Las longitudes de onda de estas diferentes categorías van desde más de un metro hasta cientos de metros, y otras radiaciones de radio pueden tener longitudes de onda de hasta varios kilómetros.

Con una gama tan amplia de longitudes de onda, no todas las ondas de radio interactúan con la atmósfera de la Tierra de la misma manera. Las ondas de FM y TV no son absorbidas y pueden viajar fácilmente a través de nuestra atmósfera. Las ondas de radio AM son absorbidas o reflejadas por una capa de la atmósfera terrestre llamada ionosfera (la ionosfera es una capa de partículas cargadas en la parte superior de nuestra atmósfera, producida por las interacciones con la luz solar y las partículas cargadas que son expulsadas del Sol).

Esperamos que este breve repaso le haya dejado una fuerte impresión: aunque la luz visible es lo que la mayoría de la gente asocia con la astronomía, la luz que nuestros ojos pueden ver es sólo una pequeña fracción de la amplia gama de ondas generadas en el universo. Hoy en día, entendemos que juzgar algún fenómeno astronómico utilizando sólo la luz que podemos ver es como esconderse debajo de la mesa en una gran cena y juzgar a todos los invitados sólo por sus zapatos. Hay mucho más en cada persona de lo que se ve bajo la mesa. Es muy importante que quienes estudian la astronomía hoy en día eviten ser «chovinistas de la luz visible», es decir, respetar sólo la información que ven sus ojos e ignorar la información recogida por los instrumentos sensibles a otras bandas del espectro electromagnético.

La tabla 1 resume las bandas del espectro electromagnético e indica las temperaturas y los objetos astronómicos típicos que emiten cada tipo de radiación electromagnética. Aunque al principio algunos de los tipos de radiación enumerados en la tabla pueden parecerte poco familiares, los irás conociendo mejor a medida que avance tu curso de astronomía. Puede volver a esta tabla cuando aprenda más sobre los tipos de objetos que estudian los astrónomos.

Radiación y temperatura

Algunos objetos astronómicos emiten sobre todo radiación infrarroja, otros sobre todo luz visible y otros sobre todo radiación ultravioleta. ¿Qué determina el tipo de radiación electromagnética que emiten el Sol, las estrellas y otros objetos astronómicos densos? La respuesta suele ser su temperatura.

A nivel microscópico, todo en la naturaleza está en movimiento. Un sólido está compuesto por moléculas y átomos en continua vibración: se mueven de un lado a otro en su lugar, pero su movimiento es demasiado pequeño para que nuestros ojos lo puedan distinguir. Un gas está formado por átomos y/o moléculas que vuelan libremente a gran velocidad, chocando continuamente entre sí y bombardeando la materia circundante. Cuanto más caliente esté el sólido o el gas, más rápido será el movimiento de sus moléculas o átomos. La temperatura de algo es, por tanto, una medida de la energía media de movimiento de las partículas que lo componen.

Este movimiento a nivel microscópico es responsable de gran parte de la radiación electromagnética en la Tierra y en el universo. Cuando los átomos y las moléculas se mueven y chocan, o vibran en su lugar, sus electrones emiten radiación electromagnética. Las características de esta radiación están determinadas por la temperatura de esos átomos y moléculas. En un material caliente, por ejemplo, las partículas individuales vibran en su lugar o se mueven rápidamente por las colisiones, por lo que las ondas emitidas son, en promedio, más energéticas. Y recuerda que las ondas más energéticas tienen una frecuencia más alta. En un material muy frío, las partículas tienen movimientos atómicos y moleculares de baja energía y, por lo tanto, generan ondas de menor energía.

Leyes de la radiación

Para entender, con más detalle cuantitativo, la relación entre la temperatura y la radiación electromagnética, imaginamos un objeto idealizado llamado cuerpo negro. Dicho objeto (a diferencia de tu jersey o de la cabeza de tu instructor de astronomía) no refleja ni dispersa ninguna radiación, sino que absorbe toda la energía electromagnética que cae sobre él. La energía absorbida hace que los átomos y las moléculas que contiene vibren o se muevan a velocidades cada vez mayores. A medida que se calienta, este objeto irradiará ondas electromagnéticas hasta que la absorción y la radiación se equilibren. Queremos hablar de este objeto idealizado porque, como verás, las estrellas se comportan casi de la misma manera.

La radiación de un cuerpo negro tiene varias características, como se ilustra en la figura 3. El gráfico muestra la potencia emitida en cada longitud de onda por objetos de diferentes temperaturas. En ciencia, la palabra potencia significa la energía que se emite por segundo (y se suele medir en vatios, que probablemente conozca por haber comprado bombillas).

Figura 3: Ilustración de las leyes de la radiación. Este gráfico muestra en unidades arbitrarias cuántos fotones se desprenden en cada longitud de onda para objetos a cuatro temperaturas diferentes. Las longitudes de onda correspondientes a la luz visible se muestran con las bandas de color. Obsérvese que a temperaturas más elevadas se emite más energía (en forma de fotones) en todas las longitudes de onda. Cuanto más alta es la temperatura, más corta es la longitud de onda en la que se irradia la cantidad máxima de energía (esto se conoce como ley de Wien).

En primer lugar, observe que las curvas muestran que, a cada temperatura, nuestro objeto de cuerpo negro emite radiación (fotones) en todas las longitudes de onda (todos los colores). Esto se debe a que en cualquier sólido o gas más denso, algunas moléculas o átomos vibran o se mueven entre colisiones más lentamente que la media y otras se mueven más rápidamente que la media. Por eso, cuando observamos las ondas electromagnéticas emitidas, encontramos una amplia gama, o espectro, de energías y longitudes de onda. Se emite más energía en la tasa media de vibración o movimiento (la parte más alta de cada curva), pero si tenemos un gran número de átomos o moléculas, se detectará algo de energía en cada longitud de onda.

En segundo lugar, hay que tener en cuenta que un objeto a mayor temperatura emite más energía en todas las longitudes de onda que uno más frío. En un gas caliente (las curvas más altas de la (Figura 3), por ejemplo, los átomos tienen más colisiones y emiten más energía. En el mundo real de las estrellas, esto significa que las estrellas más calientes emiten más energía en todas las longitudes de onda que las estrellas más frías.

En tercer lugar, el gráfico nos muestra que cuanto más alta es la temperatura, más corta es la longitud de onda en la que se emite la máxima potencia. Recordemos que una longitud de onda más corta significa una mayor frecuencia y energía. Por lo tanto, tiene sentido que los objetos calientes emitan una mayor fracción de su energía en longitudes de onda más cortas (energías más altas) que los objetos fríos. Es posible que hayas observado ejemplos de esta regla en la vida cotidiana. Cuando un quemador de una estufa eléctrica está encendido a baja temperatura, sólo emite calor, que es radiación infrarroja, pero no brilla con luz visible. Si el quemador se pone a una temperatura más alta, empieza a brillar con un rojo apagado. A una temperatura aún más alta, brilla con un rojo anaranjado más intenso (longitud de onda más corta). A temperaturas aún más altas, que no se pueden alcanzar con las estufas ordinarias, el metal puede aparecer de color amarillo brillante o incluso blanco azulado.

Podemos utilizar estas ideas para llegar a una especie de «termómetro» para medir las temperaturas de las estrellas. Dado que muchas estrellas emiten la mayor parte de su energía en luz visible, el color de la luz que domina la apariencia de una estrella es un indicador aproximado de su temperatura. Si una estrella parece roja y otra azul, ¿cuál tiene una temperatura más alta? Como el azul es el color de menor longitud de onda, es el signo de una estrella más caliente. (Ten en cuenta que las temperaturas que asociamos con los diferentes colores en la ciencia no son las mismas que utilizan los artistas. En el arte, el rojo suele ser un color «caliente» y el azul un color «frío». Del mismo modo, solemos ver el rojo en los controles de los grifos o del aire acondicionado para indicar las temperaturas calientes y el azul para indicar las temperaturas frías. Aunque estos son usos comunes para nosotros en la vida cotidiana, en la naturaleza es al revés.)

Podemos desarrollar un termómetro estelar más preciso midiendo cuánta energía emite una estrella en cada longitud de onda y construyendo diagramas como el de la figura 3. La ubicación del pico (o máximo) en la curva de energía de cada estrella puede indicarnos su temperatura. La temperatura media en la superficie del Sol, que es donde se emite la radiación que vemos, resulta ser de 5800 K. (A lo largo de este texto, utilizamos la escala kelvin o de temperatura absoluta. En esta escala, el agua se congela a 273 K y hierve a 373 K. Todo movimiento molecular cesa a 0 K. Las distintas escalas de temperatura se describen en Unidades utilizadas en la ciencia). Hay estrellas más frías que el Sol y estrellas más calientes que el Sol.

La longitud de onda a la que se emite la máxima potencia puede calcularse de acuerdo con la ecuación

donde la longitud de onda está en nanómetros (una milmillonésima parte de un metro) y la temperatura está en K. Esta relación se llama ley de Wien. En el caso del Sol, la longitud de onda a la que se emite la máxima energía es de 520 nanómetros, que se encuentra cerca de la mitad de la porción del espectro electromagnético llamada luz visible. Las temperaturas características de otros objetos astronómicos, y las longitudes de onda a las que emiten la mayor parte de su energía, se enumeran en la Tabla 1.

Como esta estrella tiene una longitud de onda máxima que está en una longitud de onda más corta (en la parte ultravioleta del espectro) que la de nuestro Sol (en la parte visible del espectro), no debería sorprender que su temperatura superficial sea mucho más caliente que la de nuestro Sol.

También podemos describir nuestra observación de que los objetos más calientes irradian más potencia en todas las longitudes de onda de forma matemática. Si sumamos las contribuciones de todas las partes del espectro electromagnético, obtenemos la energía total emitida por un cuerpo negro. Lo que solemos medir de un objeto grande como una estrella es el flujo de energía, la potencia emitida por metro cuadrado. La palabra flujo significa aquí «flujo»: nos interesa el flujo de energía en un área (como el área del espejo de un telescopio). Resulta que el flujo de energía de un cuerpo negro a la temperatura T es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta. Esta relación se conoce como la ley de Stefan-Boltzmann y puede escribirse en forma de ecuación como

F=\sigma{T}^{4}

donde F representa el flujo de energía y σ (letra griega sigma) es un número constante (5,67 × 108).

Nota lo impresionante de este resultado. El aumento de la temperatura de una estrella tendría un efecto tremendo en la energía que irradia. Si el Sol, por ejemplo, fuera dos veces más caliente -es decir, si tuviera una temperatura de 11.600 K- irradiaría 24, o 16 veces más potencia que ahora. Si se triplicara la temperatura, la potencia se multiplicaría por 81. Las estrellas calientes realmente irradian una enorme cantidad de energía.