Kitabı oku: «Astrofísica»
Astrofísica. Una breve introducción se publicó originalmente en inglés en el año 2016. Esta traducción es publicada en acuerdo con Oxford University Press. Ediciones UC es responsable de la traducción de la obra original y Oxford University Press no es responsable por ningún error, omisión, imprecisión o ambigüedad en esta traducción o por cualquier daño causado por la dependencia al respecto.
EDICIONES UNIVERSIDAD CATÓLICA DE CHILE
Vicerrectoría de Comunicaciones
Av. Libertador Bernardo O’Higgins 390, Santiago, Chile
www.ediciones.uc.cl
ASTROFÍSICA
Una breve introducción
James Binney
© Inscripción Nº 2021-A-24
Derechos reservados
Diciembre 2020
ISBN 978-956-14-2484-5
ISBN digital 978-956-14-2485-2
Traducción: English UC Language Center
Ilustración de portada: Antonia Daiber
Diseño y diagramación: versión productora gráfica SpA
Diagramación digital: ebooks Patagonia
www.ebookspatagonia.com
CIP – Pontificia Universidad Católica de Chile
Binney, James, 1950-, autor.
Astrofísica : una introducción muy breve / James Binney.
–Segunda edición.
Incluye bibliografía.
1. Astrofísica – Obras de divulgación.
I. t.
2020 523.01 + DDC23 RDA
Contenido
Capítulo 1: Grandes ideas
Capítulo 2: Gas entre las estrellas
Capítulo 3: Estrellas
Capítulo 4: Acrecimiento
Capítulo 5: Sistemas planetarios
Capítulo 6: Astrofísica relativista
Capítulo 7: Galaxias
Capítulo 8: El todo
Lista de ilustraciones
Lecturas complementarias
CAPÍTULO 1
GRANDES IDEAS
Tanto en la tierra como en el cielo
Antes de que tuviéramos a Newton, existía la astronomía, pero no la astrofísica. Si el mito es cierto, la astrofísica nació cuando Newton vio caer una manzana en su huerto de Woolsthorpe y tuvo la impactante revelación de que la luna caía al igual que lo hacía la fruta. Es decir, un cuerpo celestial como la luna no flotaba en el cielo en un camino divinamente predeterminado, como suponían sus antecesores, sino que estaba sujeto a las mismas leyes de la física que rigen a una simple manzana, la que mañana no será más que un fruto a medio roer.
La relevancia de esta revelación es que nos permite aplicar las leyes de la física que descubrimos en nuestros laboratorios a la comprensión de objetos distantes en el universo. Es decir, el descubrimiento de Newton nos permite hacer un recorrido mental por la inimaginable vastedad del universo para ver un agujero negro en el centro de una galaxia lejana desde la que los radiotelescopios han recibido débiles señales.
Newton sentó las bases de la astrofísica con otro hecho crucial: demostró que es posible obtener deducciones cuantitativas precisas a partir de leyes de la física definidas adecuadamente. No solo entregó una explicación física coherente a las observaciones que había realizado, sino que predijo los resultados de observaciones futuras. Para este propósito, inventó nuevas matemáticas (cálculo infinitesimal) y utilizó su lenguaje para definir las leyes de la física. Desde la época de Newton, la mayoría de las leyes de la física se han expresado mediante ecuaciones diferenciales, las que especifican una función al establecer el ritmo al que cambia. La ecuación diferencial encapsula la universalidad de una situación física determinada, mientras que las condiciones iniciales que se requieren para recuperar la función encapsulan la particularidad de un evento específico. Por ejemplo, la trayectoria de un proyectil disparado de un arma es la solución de la ecuación de Newton m dv/dt = F, comúnmente abreviada como f = ma, la que está relacionada con el cambio de velocidad (v) (aceleración) de la fuerza (F) que está actuando. La ecuación de Newton se aplica a los proyectiles, manzanas e incluso a la Luna, pues es universal. Las trayectorias de la Luna, el proyectil y la manzana son distintas debido a las características de sus condiciones iniciales: la luna parte lejos del centro de la tierra y se mueve excepcionalmente rápido; el proyectil parte en la superficie de la tierra y se mueve más lentamente; la manzana también está cerca de la superficie de la tierra, pero inicialmente está inmóvil. Al aplicar una sola ecuación universal a estas tres condiciones iniciales diferentes se originan tres trayectorias totalmente distintas. De esta forma, las matemáticas que inventó Newton se convirtieron en la forma en que identificamos las similitudes y diferencias en eventos distintos.
Debe tener sentido
James Clerk Maxwell, el único hijo de un exitoso abogado de Edimburgo, mostró desde su juventud un gran talento para la matemática y la física, e hizo grandes contribuciones a la teoría de los gases y el calor y a la dinámica de los anillos de Saturno. Sin embargo, su mayor logro fue extender las leyes del electromagnetismo por medio del mero pensamiento. Imaginó una configuración experimental particular, en que una corriente alterna fluye en un circuito con un condensador (dispositivo con dos placas metálicas separadas por una capa aislante delgada, la que teóricamente podría ser una capa de vacío). La corriente fluye desde una placa, que adquiere carga positiva, hacia la otra, que adquiere la carga opuesta. Maxwell aplicó a este modelo las reglas previamente desarrolladas por André-Marie Ampere para calcular el campo magnético generado por un circuito y en 1865 demostró que entregaban resultados completamente distintos según cómo se aplicaran, a menos que fluyera una corriente entre las placas del condensador, a través del aislante. Esto llevó a que Maxwell hipotetizara que un campo eléctrico que varía en el tiempo genera una “corriente de desplazamiento”. Desde un punto de vista matemático, esta hipotética corriente de desplazamiento constituía un término adicional de la ecuación diferencial que relaciona una corriente convencional al campo magnético que genera.
La asombrosa consecuencia del término adicional de la ecuación fue que permitía que los campos eléctricos y magnéticos se sustentaran entre sí sin la necesidad de cargas (hasta entonces, un campo eléctrico era lo que rodeaba a un cuerpo cargado y un campo magnético lo que rodeaba a un cable con carga. No obstante, este término adicional significaba que un campo eléctrico que variara en el tiempo generaría un campo magnético que también variaría en el tiempo, y Faraday ya había demostrado que estos campos magnéticos generaban un campo eléctrico variable en el tiempo, ¡lo que provoca que el campo magnético regenere el campo eléctrico original, sin la necesidad de una carga! ¿Era correcta esta asombrosa conclusión o el término adicional en la ecuación era solo un error?
Maxwell pudo calcular la velocidad a la que las oscilaciones acopladas de los campos magnéticos y eléctricos se propagarían en un vacío, la que coincidía dentro de los márgenes de error experimentales con la velocidad medida de la luz. Con esto, llegó a la conclusión de que el término adicional era correcto y que la luz efectivamente se componía de oscilaciones en los campos eléctrico y magnético que se sustentan mutuamente. Dada la corta longitud de onda de la luz (aproximadamente 0,0005 mm), la frecuencia de oscilación debe ser extremadamente rápida. Las oscilaciones a frecuencias más bajas estarían asociadas con una mayor longitud de onda. En 1886, Heinrich Hertz generó y detectó estas ondas “de radio”.
En conclusión, Maxwell reinterpretó un fenómeno antiguo (luz) y predijo la existencia de un fenómeno completamente nuevo mediante la aplicación de las leyes convencionales de la física a un experimento mental y la argumentación de la necesidad de modificar las leyes para garantizar la coherencia de la teoría, lo que se convirtió en algo revolucionario.
Para siempre jamás
Creemos que las leyes de la física siempre han sido ciertas; tenemos evidencia seria de que esto ya se cumplía aproximadamente un minuto después de que comenzara el universo, hace 13,8 gigaaños (Ga); siguieron siendo ciertas mientras el universo evolucionaba desde una bola de fuego explosiva, con una era helada y oscura entre medio, hasta el nacimiento de las primeras estrellas y galaxias, las que se estudian con enormes telescopios y hasta el día de hoy esta certeza se mantiene.
Si bien las leyes de la física se han mantenido estables durante los últimos 13,8 Ga, el universo ha cambiado hasta un punto casi irreconocible. Nuevamente abordamos la distinción newtoniana entre las leyes de la física, incorporadas en ecuaciones diferenciales y que siempre y sin importar el lugar son ciertas, y el fenómeno que describen, el que puede cambiar en su totalidad, ya que las condiciones iniciales para las que resolvemos las ecuaciones cambian radicalmente.
Dado que las leyes de la física se cumplen sin importar el lugar del universo, podemos viajar mentalmente a galaxias lejanas, y en vista de que fueron iguales en todo momento, también podemos viajar mentalmente hasta el inicio de los tiempos. La naturaleza universal y eterna de las leyes de la física nos permite, imaginariamente, convertirnos en viajeros en el tiempo-espacio.
La astrofísica es la aplicación de las leyes de la física a todo lo que está fuera de nuestro planeta, por lo que se puede considerar una derivación de otras ciencias, a las que, no obstante, ridiculiza en cuanto a su alcance.
Al principio existía la palabra
El universo es transitorio, pero las leyes de la física son eternas. Ya existían antes de que comenzara el universo y lo estructuraron. La forma en que funciona un experimento en particular no puede ser la misma todos los días, pues las cosas cambian en el mundo real. Hoy hace más frío que ayer, y esto cambiará de algún modo el resultado del experimento. El campo magnético de la tierra cambia constantemente de dirección, y esto cambiará, en cierto modo, el resultado del experimento. El Sol está envejeciendo y aumentando su luminosidad, mientras que la luna se va alejando de la Tierra, factores que también afectarán al experimento de algún modo. En el mundo real nada es constante, sin embargo, en la mente de un físico, hay leyes que son eternamente ciertas y nunca cambian; esta inamovilidad no es accidental ni un espejismo, sino un acto de voluntad: los físicos no sienten que comprenden adecuadamente un fenómeno sino hasta que logran asociarlo a una ley que sea eternamente cierta.
Si empacamos todo nuestro equipamiento y lo llevamos a otro país o a otro lugar, el experimento será, de cierto modo, diferente, ya que en esa nueva ubicación el campo magnético de la Tierra será distinto, el campo gravitacional de la tierra será distinto, estará más caluroso o más frío y el flujo de rayos cósmicos en el laboratorio será distinto. Pero las leyes de la física serán exactamente las mismas. Nuevamente la continuidad de las leyes de la física en todos lados es un acto de voluntad: no descansaremos hasta que toda diferencia en el resultado del experimento en las diferentes ubicaciones se pueda rastrear a alguna diferencia en las circunstancias que cambian la solución que requerimos a las leyes universales e inmutables de la física.
La insistencia en explicar los fenómenos en forma de leyes ciertas en todo momento y lugar no solo nos permite viajar a través del tiempo y el espacio hasta los lugares más recónditos y los tiempos más remotos, también nos otorga tres herramientas poderosas que podremos utilizar en estos viajes: energía, momento y momento angular.
En 1915, Emmy Noether nos entregó resultados fundamentales. Si las leyes que rigen la dinámica de un sistema se mantienen iguales al mover o rotar un sistema, cuando este se mueve o rota existe una magnitud que se puede apreciar a partir de su posición y velocidad actuales, y que seguirá siendo constante. Afirmamos que el sistema tiene una “magnitud conservada”. La magnitud conservada resultante de que las leyes sean las mismas en todos lados es el momento y la magnitud conservada resultante de que el sistema no se vea afectado por su orientación este-oeste, norte-sur u otra es el momento angular. Una expansión del teorema de Noether expresa que, si la dinámica es la misma en todo momento, entonces existe otra magnitud conservada, la energía. Por lo tanto, la naturaleza universal y eterna de las leyes de la física da lugar a tres magnitudes conservadas importantes: momento, momento angular y energía. La coherencia de estas magnitudes es de gran ayuda para intentar comprender un sistema muy lejano en distancia o tiempo.
En 1930, Wolfgang Paulí conjeturó la existencia de unas partículas a las que denominó neutrinos y que transportaban momento y energía durante las reacciones nucleares. En respuesta a la evidencia experimental que mostraba de forma clara que no había conservación de energía y momento, ideó la existencia de partículas desconocidas que garantizaban que la energía y el momento se conservaran. Para una generación, los neutrinos fueron especulación pura, sin embargo, se detectaron finalmente en 1956. Su detección es compleja, ya que tienen secciones transversales demasiado pequeñas (aproximadamente 10-46 m2) como para interactuar con cualquier cosa. En el lenguaje de la física clásica, esto significa que un neutrino colisionará con otra partícula solo si pasa a aproximadamente √10−46 m2 = 10−23 m del centro de dicha partícula, distancia 100 millones de veces más pequeña que un protón. De hecho, la mecánica cuántica hace que localizar dichas partículas de forma muy precisa no tenga sentido, por lo que el significado real de las secciones transversales de los neutrinos es que tienen una probabilidad muy baja de interacción, no obstante, juegan un rol significativo en la estructuración del universo.
Más pasa en el cielo que en la Tierra
Nuestra historia comenzó con Newton trayendo la luna a la tierra usando las leyes comunes de la dinámica. En los años treinta, el excéntrico astrónomo suizo Fritz Zwicky restauró en cierto modo la supremacía de los cielos al plantear que “si algo puede suceder, sucederá”. Esto quiere decir, que todo lo que permitan las leyes de la física ocurrirá en algún punto del universo. Con el instrumento adecuado y con algo de suerte, podemos verlo ocurrir. El principio de Zwicky implica que es conveniente pensar sobre qué objetos extraños y eventos exóticos son, por principio, posibles. Si cuenta con un conocimiento adecuado de la física, podrá calcular cuáles serán las manifestaciones observables de estos objetos o eventos, e incluso estimar qué tan frecuentemente ocurren. Posteriormente puede impulsar a que otros busquen estos eventos.
El ejemplo típico de este proceso es la identificación de las enanas blancas. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar recorría la larga travesía entre Bombay y Southampton para trabajar en la Universidad de Cambridge. Se preguntaba cómo el entonces nuevo y controversial campo de la mecánica cuántica podría influir en las estrellas. Demostró que cuando una estrella se queda sin combustible, se enfría y se encoge hasta un volumen diminuto (el Sol, en algún momento, se encogerá hasta el tamaño de la Tierra) y la presión que permite que este objeto increíblemente denso no colapse bajo la presión de su propia gravedad es una manifestación pura de la mecánica cuántica: aunque la estrella se enfríe, sus electrones se moverán casi a la velocidad de la luz, ya que de no ser así, el que tenga menos energía violaría el principio de incertidumbre de Heisenberg, que requiere que un electrón, cuya ubicación sea relativamente certera tenga un momento muy incierto. Además, el principio de exclusión de Pauli prohíbe que dos electrones ocupen el mismo estado cuántico, por lo que la mayoría de los electrones están obligados a ocupar estados sumamente energéticos, ya que los primeros estados que evitan ir contra el principio de Heisenberg ya están ocupados.
Chandrasekhar, sumamente emocionado por su maravillosa teoría, quedó devastado cuando la figura dominante de la astrofísica británica, Sir Arthur Eddington, la descartó, considerándola un sinsentido. Eddington no aceptaba el principio de Zwicky ni la mecánica cuántica, una teoría bastante excéntrica que buscaba explicar (hasta cierto punto) el comportamiento de los átomos, aplicado a las estrellas. Sin embargo, Chandrasekhar estaba en lo correcto, y cerca del Sol existe un número bastante elevado de estas estrellas frías e hiperdensas que se sustentan únicamente por un efecto de mecánica cuántica.
En los Capítulos 3 y 8 veremos otros ejemplos de predicciones exitosas de cosas asombrosas, logradas a través del uso creativo de la física. El principio de Zwicky funciona debido a que el universo es tan enorme y variado que la naturaleza ha llevado a cabo un número fantástico de experimentos en él. La tierra es un lugar muy interesante, aunque restringido, por lo que, si desea entender el mundo material, a veces habrá que mirar hacia arriba y más allá de ella.
Nota sobre las unidades de medida
Las unidades científicas estándar, es decir, los kilos, metros, segundos, etc. se correlacionan con la experiencia humana habitual, por lo que requerimos números a veces muy grandes cuando las ocupamos en astrofísica. Para nosotros, una unidad de masa más útil es la masa del Sol M/ = 2,00×1030 kg, en que 1030 es la abreviación de un uno seguido de treinta ceros.
En cuanto a los sistemas planetarios, una unidad de medida útil es la unidad astronómica (AU) que es la distancia media entre la Tierra y el Sol. 1 AU = 1,50 × 1011 m, en otras palabras, 150 millones de kilómetros. A una escala galáctica o cosmológica, incluso la AU es demasiado pequeña como para ser útil, por lo que se utiliza el pársec (pc), que es la distancia a la que una estrella que se mantiene estacionaria en relación al Sol al observarla desde la tierra parece moverse en el cielo un segundo de arco por trimestre (Figura 1).
Figura 1. Un pársec es la distancia a la que la distancia entre el Sol y la Tierra (1 AU) subyace un ángulo de un segundo de arco (1/3.600°).
Desde un punto de vista trigonométrico, 1 pc = 2,06 x 105 AU = 3,09 x 1016 m. Las estrellas más cercanas están a aproximadamente un pársec de distancia, mientras que el centro de nuestra galaxia está a 8,3 x 103 pc = 8,3 kpc (kilopársecs) de distancia. En promedio, una galaxia tan luminosa como la nuestra tiene un volumen de aproximadamente 10 Mpc3(megapársecs cúbicos).
Por lo general ocupamos el año (1 yr = 3,16 x 107 s) como unidad de medida de tiempo, aunque muchas veces necesitamos trabajar con escalas de tiempo más extensas, ya que las estrellas evolucionan durante miles de millones de años, así que usualmente escribimos Ma para megaaño y Ga para gigaaño, en que 1 Ga = 1,000 Ma = 109 años.
El kilómetro por segundo es una unidad de medida útil para la velocidad: la Tierra orbita al Sol a una velocidad de ~30 km s-1 y el Sol al centro de la galaxia a ~240 km s-1. Un objeto que viaja a 1 km s−1 cubre ~1 pc en 1 Ma, o 1 kpc en 1 Ga. Por ejemplo, en un gigaaño, el Sol recorre ~240 kpc, mientras que su ruta a lo largo de la galaxia tiene 2π x 8,3 kpc = 52 kpc de longitud, por lo que le da casi cinco vueltas en un gigaaño.
La unidad estándar de energía es el Watt (W) (aproximadamente equivalente a la tasa de trabajo al levantar un kilo a 0,1 metro por segundo). La luminosidad del Sol, L/ = 3,85 x 1026 W es una unidad de medida conveniente para la astrofísica. La electricidad generalmente se cobra por kilowatt hora, o 3,0 x 10−28 L/yr. La explosión de una supernova (Capítulo 3, “Estrellas que explotan”) inyecta una cantidad de energía equivalente a ~8,2 x 109 L/yr al gas interestelar que la rodea.
A pesar de que L/yr es una unidad de energía útil para objetos astronómicos, no sirve para los átomos. Al hablar de átomos y objetos subatómicos, la unidad que conviene utilizar es el electronvoltio (eV). 1 eV es la energía que se requiere para mover un electrón a través de una diferencia de potencial de 1 voltio y equivale a 10-53 L/yr. Los fotones que pueden detectar nuestros ojos tienen aproximadamente 2eV de energía, así que en un año el Sol emite ~1053 fotones.
CAPÍTULO 2
GAS ENTRE LAS ESTRELLAS
El espacio entre las estrellas no está completamente vacío, aunque es un vacío mucho mejor que cualquiera que podamos crear en la tierra. En promedio, el gas cercano al Sol contiene 1 átomo por centímetro cúbico (cm3), mientras que el aire contiene ~1019 átomos por centímetro cúbico, por lo que el espacio cercano al Sol podría describirse como un ultra alto vacío de 10-19 bar.
Absorción y enrojecimiento interestelar
Este gas increíblemente tenue, que es en su mayor parte hidrógeno y helio, se manifiesta de distintas maneras. Una de las más simples e importantes es mediante la absorción de la luz de las estrellas. De hecho, no es el gas en sí mismo el que absorbe esta luz, sino las partículas diminutas de humo contenidas en el gas. Los astrónomos llaman a estas partículas granos de polvo estelar, sin embargo, humo es un nombre mucho mejor, ya que, como veremos en el Capítulo 3, “La vida después de la secuencia principal”, se forman a partir de los gases emitidos por ciertas estrellas de la misma manera en que se forma el hollín en una vela que se consume, o el humo en el aire que pasa por una fogata.
Por supuesto, la efectividad con la que el polvo absorbe la luz de las estrellas depende de su densidad y, en consecuencia, de la densidad del gas en el que está contenido. Coincidentemente, la masa de polvo por masa de unidad es relativamente constante en nuestra galaxia. En algunas orientaciones el número de estrellas por unidad de área del cielo se reduce drásticamente debido a que en su proximidad existen nubes densas de gas que las ocultan detrás de ellas (Figura 2).
Figura 2. Glóbulo oscuro.
Si observa el Sol a través del humo de una fogata, verá que parece más rojo de lo normal, ya que la luz azul es absorbida con mayor facilidad por las partículas pequeñas que la luz roja, por lo que es más probable que esta última pase a través del humo. La física de esta absorción selectiva se puede ver reflejada en que una antena no capta de forma eficiente la radiación con longitudes de onda mucho mayores que su largo. En los años sesenta, las antenas aéreas de televisión comenzaron a hacerse más pequeñas al comenzar la transmisión en UHF (a ~0,3 GHz [gigaHertz]) y los teléfonos móviles se redujeron y dejaron de tener antenas visibles cuando el costo de fabricar componentes electrónicos que pudieran procesar la radiación en longitudes de onda de aproximadamente 15 cm se redujo. La gran mayoría de los gránulos de polvo interestelar miden menos de un micrón (10-3 mm), por lo que las ondas con longitudes de onda mayores a un par de micrones no se ven mayormente afectadas por el polvo. De hecho, podemos ver directo en las nubes de polvo interestelar de mayor densidad observando a longitudes de onda de algunos micrones, cuatro veces más grande que la longitud de onda de ~0,5 micrón de la luz visible.
Dado que los granos de polvo absorben la luz azul y ultravioleta de forma efectiva, las estrellas visibles a través de nubes interestelares se ven más rojas que aquellas en que la cantidad de gas es menor. Mediante la comparación de sus colores, podemos determinar el enrojecimiento de la estrella más roja, y, en consecuencia, la cantidad de polvo y gas en la línea de visión hacia ella. Esto fue lo que permitió determinar por primera vez la existencia de gas interestelar.
Polvo regulador
Los gránulos de polvo tienen un rol vital en la regulación de la temperatura, densidad y composición química del gas. Los protones y electrones que se mueven en el espacio interestelar a veces se topan con un gránulo de polvo. La fuerza del impacto genera una oscilación en este, la que provoca que irradie ondas electromagnéticas. De esta manera, parte de la energía cinética de los protones y electrones se convierte en ondas electromagnéticas, las que pueden escapar incluso de una nube densa de gas, esto permite deducir que los gránulos de polvo juegan una gran parte en el enfriamiento del gas interestelar.
Hemos visto que los gránulos de polvo absorben bastante luz de las estrellas, especialmente la azul y ultravioleta. Esto obviamente calienta los gránulos, como cuando alguien toma sol. Dada su masa minúscula, la absorción de un solo fotón puede aumentar la temperatura de un gránulo de forma drástica, por lo que un solo fotón puede agitar violentamente a un gránulo. Cualquier protón o electrón que se adhiera al gránulo después de colisionar con él y antes de que el fotón fuera absorbido se desprende violentamente, algo así como cuando un perro se sacude después de salir del agua. Si los protones y electrones que se desprendieron del gránulo se mueven más rápido que cuando lo impactaron; en términos generales, el gránulo habrá calentado el gas interestelar. Por lo tanto, los gránulos pueden calentar o enfriar el gas interestelar según la intensidad de la luz estelar en el gas.
Si la luz estelar es débil, se pueden acumular varios protones y electrones en un solo grano entre absorciones de fotones. Los protones pueden acercarse lo suficiente mientras se mueven en el gránulo y formar una molécula de hidrógeno molecular (H2). Cuando esto ocurre, se libera energía hacia el gránulo y posteriormente, cuando un fotón calienta el grano, la molécula de H2 puede flotar libremente. De esta manera, el polvo estelar se convierte en el mecanismo principal a través del cual el hidrógeno atómico se vuelve molecular.
Sin embargo, esta no es la única unión que estos gránulos impulsan. El gas interestelar contiene átomos de carbono, nitrógeno, oxígeno y azufre, aunque en cantidades mucho menores que las de hidrógeno y helio, pero no por eso menos significativas. Si en un gránulo hay átomos de carbono y de oxígeno, se puede formar una molécula de monóxido de carbono (CO). En cambio, si contiene un átomo de carbono y uno de nitrógeno, se puede formar una molécula de un gas mucho más nocivo, el ácido cianhídrico (HCN), ya que comúnmente habrá un átomo de hidrógeno cerca que puede unirse al grupo. Es así como el polvo controla la composición química de los gases interestelares.
Emisión mediante gas
Gran parte de lo que sabemos actualmente sobre el gas interestelar se ha aprendido al detectar la radiación de átomos y moléculas interestelares. Los átomos de hidrógeno están formados por un protón y un electrón que lo orbita y emiten una radiación que se puede detectar de dos formas muy diferentes. Uno de los mecanismos involucra el que la radiación modifique el giro del electrón del átomo en relación al del protón: la energía del átomo es ligeramente mayor cuando los giros no están alineados, por lo que un átomo con giro no alineado puede emitir un fotón al modificar el giro del electrón. La longitud de onda de este fotón (21 cm) es tremendamente superior al tamaño del átomo, por lo que se considera que este último es un irradiador extremadamente ineficiente de radiación de onda larga. De hecho, por sí solo, un átomo con giros no alineados probablemente se mantendrá en el mismo estado por más de cien millones de años antes de colapsar a un estado energético más bajo. Afortunadamente, el espacio interestelar puede ser un lugar muy tranquilo y hay una cantidad increíble de átomos de hidrógeno que pueden transicionar, por lo que, si se sintoniza una antena de radio a la frecuencia indicada, se obtiene una fuerte señal que proviene de estos átomos. Frank van der Hulst fue quien predijo la existencia de esta señal mientras estudiaba en Leiden, Países Bajos; ciudad en ese momento ocupada por los nazis. La detección de esta señal, anunciada simultáneamente en 1951 por grupos de Países Bajos, Australia y los Estados Unidos, fue posible gracias a los trabajos relacionados con el radar durante tiempos de guerra.
La identificación de la radiación de 21 cm proveniente del hidrógeno atómico mejoró dramáticamente nuestra comprensión de la Galaxia, ya que por primera vez tuvimos una imagen clara de su rotación. La radiación no respeta el estado de movimiento de los átomos emisores, ya que la frecuencia a la que los átomos irradian se especifica de forma precisa para un observador en reposo en relación al átomo. Si el átomo se mueve en relación al observador, la frecuencia medida cambia: se hace mayor si el átomo se acerca al observador y menor si se aleja (efecto Doppler).
Las moléculas de hidrógeno no interactúan con los fotones que tienen menos energía que un fotón ultravioleta, y los que cumplen dicha condición son escasos, por lo que el H2 es casi invisible. Esto genera un gran problema a los astrónomos, ya que la mitad del gas interestelar en nuestra galaxia está formada por H2, y podríamos decir también que esa mitad es la más importante, ya que es la parte fría y densa que se puede transformar en estrellas y planetas. Afortunadamente el CO permite rastrear el H2. La molécula de CO es un dipolo eléctrico, ya que el átomo de oxígeno (O) toma una buena parte de los electrones, por lo que la parte de carbono de la molécula tiene una carga levemente más positiva, mientras que la parte del oxígeno una más negativa. A menos que la temperatura del gas sea extremadamente baja, las moléculas de CO giran a medida que se mueven y el dipolo eléctrico que gira emite ondas electromagnéticas. Estas ondas son emitidas a frecuencias muy precisas, ya que la mecánica cuántica restringe a valores discretos las tasas de giro: la molécula puede no tener giro (número cuántico j = 0), tener una unidad de giro (j = 1), dos unidades, etc. Además, una molécula solo puede cambiar su tasa de giro en una unidad a la vez, y cuando pasa de estado de giro j a j – 1, emite un fotón que porta una cantidad de energía proporcional a j. Por lo tanto, todas las frecuencias de los fotones emitidos son múltiplos de la frecuencia fundamental asociada con la transición j = 1 → j = 0. Estos fotones fundamentales tienen longitudes de onda de 2,3 mm y dado que la longitud de onda es inversamente proporcional a la frecuencia, la longitud de onda de la transición j → j – 1 es 2,3 / j mm.1
La probabilidad de que una molécula gire a la tasa j depende de la temperatura del gas. Si su temperatura es baja, no hay mucha energía a su alrededor y pocas moléculas giran o se mueven rápido, opuestamente a lo que sucede a temperaturas altas. Por lo tanto, el ratio del número de moléculas en el estado j = 4, por ejemplo, en relación a las que están en estado j = 1 aumenta con la elevación de la temperatura. Ya que la temperatura se eleva, también lo hace la intensidad de la línea espectral de longitud de onda de 2,3 / 4 mm con respecto a la de longitud de onda de 2,3 mm. Por lo tanto, la medición de varias de estas líneas espectrales nos permite determinar la temperatura del gas.
En los años setenta se hizo un análisis de las primeras líneas de este tipo en nuestra galaxia, lo que nos permitió hacer un mapeo de la parte más fría y densa del medio interestelar.
Las galaxias cercanas se han mapeado tanto en las líneas espectrales de 21 cm como en las de 2,3 mm. Hoy en día es posible detectar CO en galaxias muy remotas y se está realizando un trabajo conjunto a nivel mundial para construir el Square Kilometre Array, un radiotelescopio gigante que en 2020 nos permitirá mapear la distribución del gas de emisión de 21 cm anterior a la formación de las primeras estrellas y galaxias.
En estado fundamental, el hidrógeno atómico no absorbe los fotones visibles, pero sí los ultravioleta energéticos (aquellos que contienen más de 10,2 electronvoltios). Los fotones que tienen 10,2 eV se denominan fotones Lyman α, y juegan un rol crucial en la astronomía, ya que los átomos de hidrógeno los diseminan ampliamente (el átomo absorbe un fotón y luego lo reemite en otra dirección).
Los fotones que tienen más de 13,6 eV de energía pueden remover el electrón de un átomo de hidrógeno. Es decir, pueden ionizarlo y convertirlo en un electrón libre y un protón, por lo que es probable que el fotón capture un electrón libre y emita un fotón en el proceso. El primer fotón emitido podría llevar solo una cantidad pequeña de energía, ya que, en un principio, podría tener solo un enlace marginal. Pero, como un borracho que pierde el equilibrio en una escalera, una vez que quede atrapado, es muy probable que caiga cada vez más profundo en el campo eléctrico del protón y emita otro fotón en cada descenso. Los fotones emitidos a medida que el electrón cambia de nivel reciben el nombre de “fotones de Balmer”. Aquellos con menos energía, denominados fotones Hα, tienen un color rosa muy bello y se aprecian claramente en las fotografías de lugares en que las estrellas se forman, debido a que las estrellas calientes en estas regiones ionizan el gas a su alrededor y preparan las condiciones para las recombinaciones protón-electrón.
Los fotones ultravioletas tienen un gran impacto en las moléculas y los átomos, ya que pueden disociar moléculas, es decir, separarlas en sus átomos constituyentes. De hecho, es la forma principal en que se destruyen moléculas (las moléculas se forman en los gránulos de polvo y son destruidas por los fotones ultravioleta). Debido a esto, la composición química del gas interestelar depende del balance entre la capacidad destructiva de los fotones ultravioleta y la acción catalítica de los gránulos de polvo: mientras más alta sea la densidad del gas, con más frecuencia chocarán los átomos con los gránulos de polvo y mayor será la proporción de átomos que están enlazados con las moléculas. Además, si la densidad de los gránulos de polvo es alta, estos absorberán una cantidad significativa de fotones ultravioleta de las estrellas antes de que puedan disociar moléculas, por lo que la fracción de gas en forma molecular aumentará de forma rápida junto con la densidad del gas.
Si la densidad del gas en algún lugar se vuelve alta, se puede dar una situación en que esta aumente cada vez más, prácticamente sin límite. Esto ocurre debido a que cuando la densidad del gas aumenta, una cantidad menor de electrones ultravioleta emitidos por las estrellas cercanas logra penetrar las nubes antes de ser absorbidos. Sin embargo, hemos observado que los gránulos son la fuente principal de calor del gas interestelar y que las moléculas, como CO, irradian energía, por lo que una densidad descendente de fotones ultravioleta y una fracción molecular ascendente provocan que el gas se enfríe. Un gas a menor temperatura ejerce menor presión en la misma densidad, por lo que, al enfriarse, la nube se contrae debido a la fuerza que ejerce su propia gravedad. A medida que la densidad aumenta, los fotones ultravioletas se vuelven aún más escasos y el gas se enfría y se contrae aún más. Esta densidad lleva, primero, a la formación de los glóbulos oscuros de la Figura 2 y posteriormente de estrellas.
Disco de gas
Las observaciones de la línea de 21 cm del hidrógeno atómico y de las líneas de 2,3 mm de CO revelan una capa muy fina de gas que rodea al plano medio de la galaxia. A unos 4 kpc (kilopársecs) de su centro, el gas se mueve a una velocidad cercana a la de una órbita circular. El CO se concentra de forma más centralizada que el hidrógeno atómico y es más irregular, también se concentra más hacia el plano medio, ya que en su mayoría está a menos de ~40 pc (pársecs) del plano medio, a diferencia del hidrógeno atómico, que está a ~100 pc.
Cada cierto tiempo una gran explosión expulsa material interestelar. Describiremos estos objetos explosivos (supernovas) en el Capítulo 3, “Estrellas que explotan”. Aquí consideraremos el impacto que las explosiones tienen en el gas interestelar.
Una supernova eyecta entre una y varias masas solares, a miles de kilómetros por segundo. La energía cinética del gas eyectado es 1044 J (Julios). En comparación, en sus 4,6 Ga de vida, el Sol ha irradiado menos de 6 x 1043J, así que es una cantidad enorme de energía.
El primer gas eyectado por la supernova impacta al gas ambiental, de naturaleza estacionaria, y lo comprime, lo que lo calienta y hace que se mueva. Obviamente esto ralentiza al primer gas, el que luego es impactado por el segundo gas eyectado por la supernova momentos después. Dicho gas se ralentiza, se comprime y se calienta. Con esto se forma una especie de capa gruesa y en expansión de gas caliente y comprimido alrededor de la supernova. En los bordes internos y externos de esta capa existen diferencias en la velocidad del gas, ya que en la parte exterior choca con gas estacionario y en la interior ralentiza el gas que sale de la supernova.
A medida que esta capa absorbe más gas interestelar, se enfría debido a la expansión. Si se expande sin interrupciones por tiempo suficiente, llegará a un punto en que la radiación la enfriará más rápido que la velocidad a la que ambas ondas la calientan. Mientras más denso sea el gas ambiental, más rápido se llega a este punto, debido a que la luminosidad de la capa es proporcional al producto de su densidad y masa.
En el Capítulo 3, “Formación de las estrellas”, veremos que las estrellas se forman en cúmulos, por lo que las supernovas que marcan el fin de la vida de las estrellas más grandes también son cúmulos. Esto significa que, comúnmente, una segunda supernova explota en la región de baja densidad dentro de la capa expansiva de una supernova anterior. Luego, esta capa que rodea a la segunda supernova se expande de manera rápida a través de la región de baja densidad y se fusiona con la capa expansiva de la primera. Esto da origen a una burbuja de supernova, la que puede absorber otras supernovas que encuentre a medida que se expande. En Orión existe una región muy activa de formación de estrellas, con explosiones regulares de supernovas, que empuja un muro de hidrógeno atómico (Nube de Orión) hacia nosotros a más de 100 km s-1
Algunas capas de hidrógeno de alta velocidad impulsadas por supernovas se alejan del plano medio de la galaxia y expulsan gas hacia una órbita en su campo gravitacional, lo que aleja el gas del plano. De hecho, aproximadamente 10 por ciento del total de hidrógeno atómico de la galaxia está a más de un kilopársec del plano galáctico. Tarde o temprano, el gas vuelve al plano, por lo que se puede afirmar que la supernova impulsa una fuente galáctica.
Cuando este gas frío es expulsado hacia la órbita, el gas eyectado por una supernova puede fluir sin inconvenientes y abandonar la galaxia. Ese gas está tan caliente que sus electrones muy raramente están enlazados a un ion, así que está compuesto de partículas libres cargadas, por lo que recibe el nombre de plasma. Es probable que este proceso haya sido importante para la vida de la galaxia; en el espacio intergaláctico existe abundancia de material eyectado de las supernovas.
Si los procesos de formación de estrellas son lo suficientemente comunes, las burbujas adyacentes se superpondrán. A pesar de que se piensa que las explosiones de supernovas ocurren, en promedio, aproximadamente cada 50 años, las nubes de supernova se han superpuesto de tal manera que la mayoría del espacio interestelar está lleno de ellas, y el gas interestelar más denso queda comprimido en los pequeños espacios entre las burbujas. La presión (P), densidad (n) y temperatura (T) de un gas ideal están conectados por la ley de Boyle (P = constante x nT) y la presión ejercida por el gas caliente es casi la misma que la ejercida por el gas frío, por lo que T y n del gas interestelar tienen un producto aproximadamente constante nT, a pesar de que T varía entre 20 kelvin (K) y 2 x 106 K.
Las supernovas aceleran los electrones y los iones a temperaturas relativistas (Capítulo 6, “Shocks y aceleración de partículas”). Estas partículas fluyen en las líneas de campo magnético que cruzan el espacio interestelar. De vez en cuando, un ion relativista choca con un núcleo del gas interestelar, lo que crea un rayo gamma. La velocidad a la que ocurre esto en cualquier volumen es proporcional a la densidad n del gas, por lo que la intensidad de la emisión de rayos gamma es una buena forma de examinar la densidad del gas interestelar.
Hemos visto que las estrellas tienen un gran impacto en el gas interestelar. Ahora veremos cómo funcionan.
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