Instrumentos Astronómicos

Instrumentos Astronómicos

Los instrumentos astronómicos son aquellas herramientas humanas desarrolladas con el propósito de llevar a cabo el estudio de los cuerpos celestes del universo, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas y meteoroides, las estrellas y la materia interestelar. Entre estos instrumentos, el más popular es el telescopio astronómico, más no es el único. En la siguiente publicación revisaremos los principales aspectos de los instrumentos astronómicos en base a las enseñanzas del profesor José María Maza Sancho, astrónomo chileno y autor de libro Astronomía Contemporánea.

Acerca de astrologia y astronomia

A priori, la astrología es etimológicamente hablando el estudio de los astros; astronomía en cambio se refiere a la medición de los mismos. Ambas nacieron en épocas remotas que se pierden más allá del horizonte del tiempo histórico. La astrología nació entre los valles del Tigris y el Eufrates, practicada por los caldeos, unos mil años antes de nuestra era. Cuando la magia y la religión formaban una amalgama que orientaba todo el pensar y en vista de la obvia influencia del Sol y la más sutil de la Luna sobre la Tierra y los hechos mundanos, no debe extrañar a nadie que los caldeos buscaran en la posición de los planetas en el cielo indicios de futuros eventos terrestres. Inicialmente la astrología sólo pretendía vaticinar o revelar la suerte del rey y su reino. Al pasar a Grecia la astrología se democratizó y se empezó a practicar la astrología de la carta astral al nacimiento de un individuo, su horóscopo. Esta práctica alcanzó su punto más alto con la publicación de Claudio Ptolomeo de su tratado astrológico, llamado Tetrabiblos, que sigue siendo un texto fundamental de astrología.

José María Maza Sancho es un docente y astrónomo chileno con mención en astrofísica, destacado divulgador científico y autor del libro Astronomía Contemporánea (2009).

Si recordamos que para los griegos el mundo más allá de la Luna estaba compuesto de material cristalino perfecto, sujeto a leyes diferentes a las terrestres, no es extraño que se difundieran ideas acerca de la influencia casi mágica de los planetas en distintas constelaciones zodiacales. Los planetas estaban en el cielo, en el sentido religioso del término; quizás si sus movimientos fuesen señales que nos enviaba una voluntad superior; ahí está la "base científica" de la astrología. El desarrollo posterior de la ciencia en general y de la astronomía en particular, han socavado o destruido totalmente las bases del edificio astrológico pero, curiosamente, la astrología sigue gozando de buena salud en nuestros días. Los medios de información dedican a ella grandes espacios y la gente en general conoce mejor los signos del zodiaco y su pretendido significado astrológico, que los planetas del sistema solar, por ejemplo.

También podríamos hacer un paralelismo semejante al de la astrología y la astronomía, entre la medicina y la pseudociencia de los curanderos. En el comienzo de los tiempos, médicos y brujos eran la misma cosa en una tribu. Desde aquella época la medicina ha avanzado lo suficiente como para que la gran mayoría de la gente con una educación no estén dispuestos a seguir "tratamientos" sugeridos por un curandero, y si algo creen, lo ocultan con pudor. Sin embargo, un buen número de esas mismas personas leen con gran avidez su horóscopo, y disertan públicamente con orgullo las "compatibilidades" entre signos, los signos tierra, fuego, etc. Creo sinceramente que la vigencia de la astrología en los albores del siglo XXI es un tema de preocupación para sociólogos y psicólogos, más que para los astrónomos.

Como último comentario digamos que la astrología, por su etimología y su increíble popularidad, le robó el nombre al estudio científico de los astros, que para no ser confundido con la monumental charlatanería que hoy encierra la palabra astrología, ha tenido que conformarse con la palabra menos general de astronomía. La palabra queda ahora totalmente corta pues la medición de los astros es una parte pequeña de la preocupación astronómica, que más bien se centra en el estudio y comprensión de los astros y los fenómenos relacionados a ellos. Un cierto número de personas dicen astrología queriendo decir astronomía y también llaman astrólogos a los astrónomos. Pese a que suelen decirlo con total ingenuidad, sin mala intención aparente, es muy difícil no sentirse frustrado al escucharlo.

La cosmografía es una ciencia que realiza una descripción del cosmos o universo a través nociones esenciales de matemáticas y física. Su origen y desarrollo data de tiempos pretéritos y se estructura en torno a la propia evolución humana.

Instrumentos astronomicos antiguos

Uno de los instrumentos astronómicos más antiguos y más simples es el gnomon. Inventado en Babilonia y Egipto pudo ser reinventado en muchos lugares del globo. Consiste en una vara o estaca vertical fija al suelo; el obelisco es un gnomon de tipo monumental. Observando la sombra que proyecta el gnomon a distintas horas del día y en distintas épocas del año, se pueden ir aprendiendo muchas cosas interesantes sobre el movimiento del Sol. Por ejemplo la primera sombra que arroja el gnomon al salir el Sol va cambiando a lo largo del año, oscilando alrededor de la dirección del punto cardinal oeste. La longitud mínima de la sombra del gnomon ocurre al mediodía verdadero del lugar (cuando el Sol transita por el meridiano). La sombra mínima cambia de longitud a lo largo del año, teniendo su valor más pequeño el día del solsticio de verano y su valor máximo el día del solsticio de invierno (para puntos fuera de los trópicos; en la zona entre los trópicos el Sol pasa por el cenit dos veces en el año, en cuyo momento el gnomon no arroja sombra). El gnomon, si se calibra, constituye la forma más primitiva de reloj de Sol. Permite además calcular la longitud del día y del año, como así también el instante de los solsticios y equinoccios y por ende el largo de las estaciones.

Como se ve el gnomon tenía grandes aplicaciones, pero todas asociadas con el movimiento del Sol en el cielo. Igualmente necesaria era la determinación de la hora. En tiempos antiguos no se disponía de relojes y sólo por la posición del Sol durante el día y de algunas estrellas durante la noche, era posible determinar, aproximadamente, la hora. Para medir intervalos cortos de tiempo se utilizaban relojes de arena y clepsidras, relojes de agua.

Para determinar la posición de las estrellas en el cielo, y de los planetas con respecto a ellas, se necesitaban instrumentos para medir ángulos. La forma más primitiva de este tipo de instrumento es el compás, con dos brazos articulados que permiten medir la separación angular entre los astros a los cuales se está apuntando con los brazos. La vara de Jacob (ballestilla) también se utilizaba para el propósito, por ser igual de simple. Instrumentos más elaborados mecánicamente como astrolabios, esferas armilares, cuadrantes, etc., también fueron utilizados, con distintos diseños, en épocas antiguas y durante la edad media.

La cosmología es una ciencia integrante de la astronomía dedicada al estudio de las leyes generales, el origen y la evolución del cosmos. En términos simples, la cosmología es el estudio del cosmos en gran escala.

El telescopio astronomico

El avance instrumental más significativo en astronomía ocurre en 1609 cuando Galileo Galilei escucha que alguien en Holanda había desarrollado un instrumento que combinando lentes permitía ver los objetos más cerca. Galileo se da a la tarea de reinventar el telescopio, lográndolo en poco tiempo; valora la gran importancia del nuevo instrumento para la astronomía y con su ayuda descubre, entre 1609 y 1610, las montañas lunares, los cuatro satélites principales de Júpiter, las fases de Venus, el "cuerpo triple" de Saturno (no pudo distinguir claramente el anillo), las manchas solares, etc. Con esto Galileo revolucionó la astronomía observacional. El esquema óptico del telescopio de Galileo es muy simple: consta de una lente positiva que concentra la luz (objetivo), que luego es analizada por una lente ocular negativa, que se pone antes de que los rayos luminosos convergen al foco, y que tiene la ventaja de producir imágenes aumentadas y derechas. Su desventaja es que no puede tener mucho aumento. Los anteojos de teatro que poseen típicamente dos aumentos (2x) continúan usando el esquema óptico del telescopio de Galileo.

Johannes Kepler, en su Tratado de Óptica, publicado en 1611, propone un telescopio con un ocular distinto, una lente ocular positiva, corta distancia focal, que se utiliza como una verdadera lupa para analizar y ampliar la imagen que forma el objetivo. Modificaciones del anteojo de Kepler constituyen el telescopio astronómico y los binoculares que se usan actualmente. El aumento está dado por la razón entre la distancia focal del objetivo y la del ocular. Los oculares en lugar de estar constituidos por una lente simple consta ahora de dos o más lentes, según el diseño. El objetivo, cuya finalidad es la de recolectar luz y concentrarla en un punto, tiene un serio defecto. La distancia focal de una lente, que determina a qué distancia de ella se formará la imagen de una estrella, depende de los radios de curvatura de las caras de la lente y del índice de refracción del vidrio que la constituye. Sin embargo, el índice de refracción de un cristal depende del color de la luz que esté siendo concentrada; la luz azul se enfoca primero, luego la amarilla y más allá la luz roja. Esto hace que no se logren imágenes nítidas con un objetivo simple. Una manera de disminuir el problema es hacer objetivos de grandes distancias focales, y pequeños diámetros, que dieron origen a una serie de telescopios muy curiosos, telescopios aéreos, que se utilizaron durante el siglo XVII.

En vista de los serios problemas de los telescopios astrónomicos a base de una lente objetiva, llamados genéricamente telescopios refractores, Isaac Newton propuso un modelo alternativo, llamado telescopio reflector, que utiliza un espejo cóncavo como elemento recolector de luz. La gran ventaja del telescopio reflector es que no tiene aberración cromática, esto es, todos los colores se enfocan en el mismo punto. La superficie cóncava del espejo primario debe corresponder a una parábola de revolución (superficie que se genera al hacer rotar una parábola en torno a su eje). El telescopio de Newton era de pequeñas dimensiones, algo más de una pulgada de diámetro, con un espejo tallado sobre una pieza de metal.

Newton consideró que la aberración cromática del telescopio refractor era un problema sin solución, por eso propuso usar espejos, como lo había hecho unos años antes que él el inglés Gregory. Sin embargo, a mediados del siglo XVIII, el óptico inglés John Dollond, descubre un ingenioso método para eliminar o disminuir drásticamente la aberración cromática de un telescopio, que consiste en combinar dos lentes, una positiva de vidrio ordinario crown con otra negativa de menor potencia de vidrio flint, que tiene una mayor dispersión. Esta simple solución se considera uno de los mayores avances para el desarrollo de instrumentos astronómicos. El sistema compuesto sigue siendo positivo, esto es, convergente, pero la dispersión de color introducida por el vidrio crown es compensada por el flint. Este gran descubrimiento revolucionó la astronomía observacional de la época. Telescopios de pequeño diámetro, gran distancia focal y con serios fantasmas de colores rodeando pálidas imágenes estelares, fueron reemplazados por telescopios de mayor diámetro, menor distancia focal, y que producían imágenes brillantes y bien definidas. Sin embargo era difícil conseguir vidrio flint en bloques grandes para construir telescopios mayores de 10 centímetros. Pese a ello, y con la perfección óptica que introdujo Joseph von Fraunhofer en la primera mitad del siglo XIX, los telescopios refractores fueron el caballo de batalla de los astrónomos hasta comienzos del siglo XX.

A finales del siglo XVIII el gran astrónomo inglés William Herschel inició el pulido de grandes espejos, llegando a construir espejos de excelente calidad óptica en el tamaño de 1 metro de diámetro. Ellos superan muy ampliamente la capacidad recolectora de luz de los telescopios refractores de su tiempo, que no sobrepasaba los 30 centímetros de diámetro. El grave problema de los espejos metálicos pulidos sobre una aleación parecida al bronce, era que la superficie reflectante se lograba por el pulido del metal pero con el tiempo ésta se oxida y el espejo perdía su reflectividad, lo que obligaba a volver a pulir su superficie. Recién con la técnica de depositar al vacío una leve capa de vapor de plata o aluminio sobre una superficie de vidrio, se inició, a comienzos del siglo XX, la construcción de grandes telescopios reflectores, que superan el metro de diámetro, tamaño del más grande refractor construido en 1897 en el Observatorio de Yerkes, en Chicago, EE.UU.

Los espejos de vidrio tienen dos grandes ventajas sobre los metálicos: en primer lugar son más estables frente a los cambios de temperatura que puede ser problema serio en algunos observatorios. Además el vidrio, una vez pulido perfectamente, se le puede aluminizar las veces que sea necesario (típicamente cada dos años) para mantener su superficie reflectante en buenas condiciones, sin que ese proceso comprometa la calidad óptica del espejo como en el repulido de los espejos metálicos. Por esa razón actualmente no se utilizan espejos metálicos en la zona óptica del espectro.

Las ventajas del telescopio reflector sobre el refractor son varias, la principal es que, para diámetros iguales un refractor necesita el pulido de 4 caras, en cambio un reflector de una sola. Además las lentes no pueden en la práctica superar el tamaño de 1 metro, pues como son sistemas ópticos positivos deben tener mayor espesor en el centro que en los bordes y un lente de 1 metro de diámetro resulta ya extremadamente pesado y debe estar sujeto mecánicamente sólo por sus bordes. Un espejo se puede sostener por los bordes y toda la parte inferior, lo cual permite diámetros mucho mayores. Además un bloque de vidrio para pulir una lente debe ser vidrio de calidad óptica perfecta, en cambio para pulir un espejo sólo se necesita que el bloque sea mecánicamente perfecto, pues la luz no necesita pasar a través de él.

En la actualidad el reflector más grande del mundo es el telescopio de 6 metros de diámetro que está en la Unión Soviética, en el Monte Pastukhov, en el Cáucaso. En el norte de Chile está el telescopio más grande del hemisferio austral, el de 4 metros de diámetro del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo. En este momento hay varios proyectos de telescopios de gran envergadura. La actual tecnología permite construir espejos de hasta 8 metros de diámetro. Antes de 1995 debería entrar en funcionamiento en Cerro las Campanas, cerca de Vallenar, en el norte chileno, un telescopio de 8 metros de diámetro, proyecto conjunto de la Institución Carnegie de Washington que opera el Observatorio Carnegie Austral en Cerro Las Campanas, la Universidad Johns Hopkins y la Universidad de Arizona. Proyectos de telescopios con varios espejos que se utilizan en forma simultánea para constituir una superficie recolectora de luz equivalente a un telescopio de 10 a 15 metros de diámetro, se planean para varios lugares del mundo en las próximas décadas. Los proyectos más destacables son los de la Universidad de California, con un telescopio de 10 metros de diámetro equivalente, el del Observatorio Europeo Austral en el norte de Chile, con un telescopio de 16 metros de diámetro, compuesto por 4 espejos de 8 metros de diámetro cada uno, al igual que el Telescopio de Nueva Tecnología (NTT) de los Observatorios Astronómicos Ópticos Nacionales de los EE.UU. (NOAO).

Los grandes reflectores tienen un campo angular muy reducido. En un paraboloide clásico sólo pueden fotografiarse zonas del cielo de unos 10’ x 10’, esto es 1/6° x 1/6°, por ser ese aproximadamente el campo útil libre de aberraciones ópticas de una parábola. Fotografiar el cielo completo requeriría de más de un millón de fotografías; con exposiciones típicas de unos 30 minutos para una fotografía profunda se puede apreciar que es claramente imposible hacer una carta fotográfica del cielo con un telescopio grande (tomaría unos 500 años completarla). En 1930 el óptico alemán Bernhard Schmidt desarrolló un tipo de telescopio que utiliza un espejo esférico con una lente correctora esférica, que permite fotografiar perfectamente zonas de 5° x 5°, o como en el caso de la cámara Schmidt de Monte Palomar, en EE.UU., un campo de 6,6° x 6,6°. Esta cámara junto a la del Reino Unido, ubicada en Australia, se cuentan entre las mayores y mejores del mundo con un diámetro de la lente correctora de 122 centímetros y un espejo primario de 183 cm. Con estos telescopios se puede fotografiar todo el cielo en alrededor de 2.000 fotografías, trabajo que se puede realizar en unos 4 ó 5 años. En Monte Palomar se hizo una carta fotográfica del cielo boreal en los años cincuenta y en los años setenta se iniciaron una serie de cartas, en varios colores, del cielo austral hecha desde Australia por la cámara antes mencionada y por la cámara Schmidt de 1 metro de apertura (diámetro de la lente correctora), del Observatorio Europeo Austral que opera en Cerro La Silla, en el norte chileno.

Un diseño alternativo al de Schmidt fue propuesto por el óptico soviético Dimitri Dimitrievich Maksutov, que en su versión más clásica usa meniscos correctores esféricos y un espejo primario elíptico; también puede fotografiar zonas del cielo de 5° x 5°.

Los progresos instrumentales en la detección de ondas de radio han sido notables en los últimos 20 años. Discos parabólicos entre 20 y 60 metros de diámetro pueden hoy encontrarse en muchos lugares del mundo. El mayor de ellos, totalmente dirigible, es el de 100 metros que está en Alemania, cerca de Bonn. Por su tamaño, el mayor continúa siendo el de Arecibo en Puerto Rico con 300 metros de diámetro, pero está fijo en un valle. Quizás sí el más importante actualmente es el llamado VLA en Nuevo México, EE.UU., que está compuesto por un conjunto de 27 radiotelescopios de 25 metros de diámetro cada uno, dispuestos en una distribución que tiene la forma de una gran letra "Y", que se inscribe en un círculo de más de 20 kilómetros de diámetro. El conjunto de antenas se encuentran interconectadas y constituyen un interferómetro, que logra distinguir detalles de un pequeño tamaño angular en el cielo. Es en la actualidad el conjunto con mejor resolución que está operando, excepto por algunos experimentos ocasionales de interferometría intercontinental, que logran resoluciones más de cien veces mejor que las del VLA.

Recientemente se han empezado a construir instrumentos astronómicos denominados radiotelescopios en la zona de ondas milimétricas, que requieren de superficies metálicas sólidas, ya no una mera malla de alambres, y que deben ajustarse a una parábola con precisiones muy grandes. Radio Telescopios milimétricos en el rango entre 1 y 50 metros de diámetro están operando o entrarán en funcionamiento en el futuro cercano.

El sistema solar se compone principalmente de ocho de cuerpos celestes denominados planetas. Estos giran alrededor del Sol y son (conocidos hasta ahora): Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

La luz, piedra rosseta de los astronomos

La astronomía es una ciencia pasiva, donde hasta épocas muy recientes el investigador no podía entrar en contacto directo con el objeto de su estudio. Actualmente la situación ha cambiado sólo en lo que dice relación con el sistema solar. La astronomía es una ciencia observacional, no una ciencia experimental. Pese a estar ligada indisolublemente a la física, la astronomía posee la especial característica que todo lo que hemos aprendido del universo ha sido gracias a la decodificación de rayos de luz. Sabemos de la existencia de millones de cuerpos celestes sólo porque recibimos luz (o radiación) de ellos. Logramos descubrir propiedades gracias al análisis de un simple y generalmente muy débil rayo de luz. Por eso podríamos calificar a la luz como la piedra rosetta de la astronomía, sin ella jamás hubiésemos llegado a saber lo que sabemos del cosmos. Para ser más justos y explícitos, sin ella y sin el ingenio del hombre al interpretarla, el cosmos permanecería en las tinieblas para el intelecto humano. Sin luz la vida del hombre sobre el planeta no podría ser la misma, no sería posible; sin embargo con luz pero con un cielo permanentemente nublado, la civilización contemporánea no hubiese sido la misma, pues fue el descubrimiento de las leyes de Kepler lo que llevó al establecimiento de la mecánica, y de ahí se inició la era tecnológica actual.

El genial científico inglés Isaac Newton, en la segunda mitad del siglo XVII, y su contemporáneo continental Christian Huygens, desarrollaron la óptica y la teoría acerca de la naturaleza de la luz. Newton descubre en 1672 que la luz natural, al pasar a través de un prisma es separada en una gama de colores que van desde el rojo al azul. Newton concluye que la luz blanca o natural está compuesta por todos los colores del arcoiris.

Newton propuso una teoría corpuscular para la luz en contraposición a un modelo ondulatorio propuesto por Huygens. Durante el siglo XVIII hubo un arduo debate al respecto, que pareció definitivamente resuelto al empezar el siglo XIX donde distintos experimentos cruciales verificaron las predicciones de la teoría ondulatoria. La luz es, de acuerdo a la visión actual, una onda, más precisamente una oscilación electromagnética, que se propaga en el vacío o en un medio transparente, cuya longitud de onda es muy pequeña, unos 6.500 Å para la luz roja y unos 4.500 Å para la luz azul. (1 Å = un Ångstrom, corresponde a una décima de milimicra, esto es, una diezmillonésima de milímetro).

La luz es una parte insignificante del espectro electromagnético. Más allá del rojo está la radiación infrarroja; con longitudes de ondas aún más largas la zona del infrarrojo lejano, las microondas de radio, y luego toda la gama de las ondas de radio, desde las ondas centimétricas, métricas, decamétricas, hasta las ondas largas de radiocomunicación, con longitudes de cientos de metros y más. Por ejemplo, el dial de amplitud modulada, la llamada onda media, va desde 550 y 1.600 kilociclos por segundo, que corresponde a una longitud de onda de 545 a 188 metros, respectivamente.

Una onda se caracteriza por la llamada longitud de onda, distancia entre dos máximos y por su frecuencia, número de oscilaciones por segundo, que se cuenta en un punto, y se mide en ciclos por segundo (oscilaciones por segundo). El producto de ambas cantidades es igual a la velocidad de propagación de la onda.

En el otro extremo del espectro electromagnético tenemos la radiación ultravioleta, luego los rayos X y a longitudes de ondas muy pequeñas los rayos gamma.

La atmósfera terrestre es transparente sólo en la región óptica, algo en el infrarrojo y luego en la zona de ondas de radio. Por eso la ventana óptica nos ha dado la mayor información sobre el cosmos, pero en los últimos años la radioastronomía también ha proporcionado datos cruciales. Observaciones en el ultravioleta, rayos X y rayos y, como así también de parte del infrarrojo, hay que realizarlas desde el espacio. Para el infrarrojo es posible obtener buenos resultados desde observatorios terrestres a gran altura sobre el nivel del mar o con instrumentos puestos en aviones o globos que se eleven por sobre la baja atmósfera, que contiene la mayor parte del vapor de agua, que es la principal causa de la absorción atmosférica en el infrarrojo.

Hacia fines de 1989 debería ser transportado al espacio el Telescopio Espacial Hubble, mediante el transbordador espacial. Con su espejo primario de 2,4 metros de diámetro, se transformará en el instrumento más poderoso jamás enviado al espacio y en el más importante y codiciado telescopio en uso; su ubicación por sobre la atmósfera terrestre le permitirá registrar estrellas mucho más débiles que las más débiles alcanzables con el mayor telescopio terrestre. Además podrá trabajar en el ultravioleta y en problemas en que se necesite alta resolución espacial. La atmósfera terrestre con su turbulencia impone un límite de resolución a todos los telescopios terrestres que está muy por encima de sus límites teóricos de resolución. Desde la Tierra sólo pueden distinguirse como separadas dos estrellas que estén a más del 1”. El límite de resolución que tendrá el telescopio espacial será de 0,04”, esto es 25 veces mejor que lo que se logra actualmente. Sin embargo, el telescopio espacial no podrá analizar espectralmente la luz de los objetos muy débiles, para lo cual se necesita un gran área recolectora de luz. Se espera que los instrumentos astronómicos, específicamente los telescopios terrestres en el rango de 10 a 25 metros de diámetro equivalente, complementen el trabajo del telescopio espacial.

Las estrellas son motores de energía cósmica generadoras de calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras partículas radiactivas. Se componen mayormente de plasma y gas, en un estado de supercalentamiento de la materia compuesta de partículas subatómicas.

Quimica estelar

En el año 1835 en su "Curso de Filosofía Positiva", el filósofo positivista francés Augusto Comte (1798-1857) a fin de enfatizar que la verdadera ciencia no es posible si no se basa en la experiencia, escribió acerca de los cuerpos celestes: "Entendemos la posibilidad de determinar sus formas, sus distancias, sus tamaños y movimientos, sin embargo nunca, por ningún medio, seremos capaces de estudiar sus composiciones químicas, sus estructuras mineralógicas y menos aún la naturaleza de seres orgánicos que vivieran en sus superficies". En 1859, veinticuatro años después, el gran físico teórico alemán Gustav Kirchhoff (1824-1887) publica las leyes del análisis espectral que inicia el estudio químico de las estrellas. Esta anécdota muestra lo arriesgado que ha resultado siempre para los filósofos dar opiniones sobre ciencia.

En 1802 el químico inglés William Woilaston (1766-1828), utilizando un espectroscopio con una rendija angosta descubrió que el espectro solar no es perfectamente continuo, sino que tiene algunas líneas negras, colores precisos para los cuales la intensidad de radiación es menor. El óptico alemán Joseph von Fraunhofer (1787-1826) redescubrió las líneas encontradas por Wollaston, pero se interesó mucho en ellas (a diferencia de aquél), llegando a catalogar unas 500 líneas oscuras en el espectro solar; presentó en 1817 un trabajo científico al respecto. Posteriormente, otros investigadores se dieron cuenta que distintos gases emiten espectros caracterizados por líneas de emisión muy brillantes. Kirchhoff trabajando con el químico Robert Bunsen (1811-1899), publicó en el año 1859 las leyes del análisis espectral que dicen que un sólido, un líquido o gas, denso y opaco, incandescente, emiten un espectro continuo. Un gas enrarecido al ser excitado por calor o una corriente eléctrica emite un espectro discreto de líneas características de cada sustancia química. Por último un gas enrarecido interpuesto entre una fuente continua y un observador absorberá del espectro continuo de la radiación de la longitud de onda que emite al ser excitado.

Kirchhoff estudiando el espectro del Sol y comparándolo con espectros de sustancias de laboratorio pudo identificar la presencia de sodio, hidrógeno, hierro, calcio, etc., en el espectro del Sol y de varias estrellas brillantes. Así nació el análisis químico de las estrellas.

Gracias a esta poderosa herramienta el astrónomo inglés Norman Lockyer (1836-1920) descubrió en 1868 la presencia en la atmósfera solar de un elemento químico desconocido en la Tierra, que bautizó como helio, por ser el nombre griego del Sol. Posteriormente en 1895 el químico también inglés William Ramsay (1852-1916) descubrió el helio en la Tierra.

Para que un elemento químico absorba luz de un cierto color es necesario que se encuentre en ciertas condiciones de densidad y temperatura. La proporción de las distintas líneas que absorbe o emite un elemento químico da una medida de la densidad y temperatura del gas. De ese modo, estudiando las líneas de Fraunhofer en el espectro solar se puede conocer la temperatura de la fotosfera (la superficie aparente del Sol). Resulta un valor cercano a 6.000 grados Kelvin.

El método de análisis espectroscópico de la luz es una de las herramientas más poderosas a disposición de los astrónomos contemporáneos para estudiar la composición química y las condiciones físicas que prevalecen en los cuerpos celestes (estrellas, nebulosas gaseosas, galaxias, cuásares, etc.).

Si se calienta un hierro a una cierta temperatura será fácil darse cuenta que el hierro está caliente porque al acercar las manos, sin tocarlo, sentiremos el calor; el hierro estará radiando en el infrarrojo, radiación que nuestra piel detecta como calor. Si calentamos aún más el hierro, éste empezará a emitir luz de un color rojo oscuro. Si seguimos subiendo la temperatura se pondrá más anaranjado, luego amarillo, hasta verse blanco. Si pudiésemos continuar calentando el hierro sin que se fundiese, lo veríamos ponerse azul a temperaturas todavía más altas. En otro orden de cosas más cotidianas, el filamento de tungsteno de una ampolleta emite luz, pues al pasar por él una corriente eléctrica alcanza una altísima temperatura.

En la segunda mitad del siglo XIX los físicos buscaron afanosa, pero infructuosamente una relación entre la temperatura de un cuerpo y la distribución espectral de la radiación que emite. Finalmente en el año 1900, el físico alemán Max Planck (1858-1947) encontró la fórmula buscada, que posteriormente dio origen a toda una nueva rama de la física llamada mecánica cuántica. En rigor, la relación es válida sólo para un emisor perfecto, llamado "cuerpo negro". Gracias a la fórmula de Planck se ve claramente que un cuerpo a una cierta temperatura emite radiación en un amplio rango de longitudes de onda, pero con una preferencia por una zona en la cual ocurre el máximo de emisión; la longitud de onda de éste se hace cada vez más corta a medida que la temperatura aumenta. A 300 grados Kelvin (300 K), que corresponden a 27 grados Celsius (27 C), el máximo de emisión está en el infrarrojo, en 10 micrones; a 3.000 K el máximo está en 1 micrón. El Sol tiene una temperatura superficial de 5.800 K y su máximo de emisión está en 0,5 micrones (= 5.000 Å), en la zona verde del espectro. Una estrella muy caliente, con 60.000 K de temperatura superficial, tendrá su máximo de emisión en 500 Å, en el ultravioleta. Por eso es tan importante poder observar en el ultravioleta las estrellas de alta temperatura, pues allí emiten la mayor parte de su energía; lo que de ellas vemos en la región óptica es un pequeño porcentaje del total. [Los grados Kelvin o absolutos de temperatura se definen de modo que un intervalo de un grado Kelvin es igual a un grado Celsius, pero las escalas están desplazadas en 273 grados. Así el agua se congela a 273 K y se evapora a 373 K. Matemáticamente K = C + 273].

Por último, otra relación fundamental entre la radiación total emitida por un cuerpo y su temperatura que fluye directamente de la fórmula de Planck, había sido ya encontrada con antelación y dice que la energía emitida por un cuerpo depende de la cuarta potencia de la temperatura. Así, si su temperatura sube al doble, un cuerpo emitirá 24 = 16 veces más energía (la temperatura debe expresarse en grados Kelvin). Como un ejemplo de aplicación astronómica de esta relación, estimemos la temperatura que debe reinar en Plutón, el planeta que vive en las tinieblas del sistema solar. Plutón se encuentra 40 veces más alejado del Sol que la Tierra; por lo tanto recibe 1.600 veces menos energía. Para tener una situación termodinámicamente estable el planeta debe emitir lo mismo que absorbe. Si la Tierra recibe 1.600 veces más energía su emisión debe superar a la de Plutón en igual factor. Como la temperatura terrestre es de 10 C, esto es 283 K, Plutón debe tener una temperatura 6,3 veces menor, [ya que (6,3)4 = 1.600] que corresponde a 45 K, equivalente a 228 Celsius bajo cero.

Las galaxias son agrupaciones estelares y planetarias vinculadas gracias a la gravedad en una estructura más menos delimitada. La Vía Láctea es una especie de galaxia que alberga nuestro sistema solar y, por supuesto, al planeta tierra.

Efecto doppler

Determinar distancias a las estrellas, cúmulos estelares y a las galaxias es un problema muy difícil, pero que con métodos muy delicados, a partir de 1838 año en que Friedrich Bessel midió la distancia a la estrella 61 Cygni, se han determinado muchas distancias estelares. Para medir velocidades se dispone de una herramienta muy poderosa que se llama el efecto Doppler.

Efecto Doppler. Una fuente sonora (o luminosa) al desplazarse con una cierta velocidad hará que observadores en reposo escuchen o vean las ondas de una distinta longitud dependiendo de la velocidad relativa entre la fuente y el observador.

En 1842 el físico austríaco Christian Doppler (1803-1853) se dio cuenta que la percepción que tenemos de una onda depende de la velocidad relativa entre el observador y la fuente que la emite. Como experiencia cotidiana, cuando una ambulancia se acerca a gran velocidad haciendo sonar su sirena, el tono de la sirena parece más agudo y cuando se aleja, parece más grave. Cuando la fuente emisora se acerca recibimos más ondas por segundo que las emitidas, en cambio al alejarse recibimos menos. Se puede interpretar también como que la longitud de onda observada (distancia en una onda entre dos montes o valles consecutivos) se acorta cuando la fuente se acerca y se alarga cuando se aleja.

El efecto Doppler que experimentan las ondas sonoras, y que es familiar para cualquier persona, es un efecto común a todo movimiento ondulatorio, cuya fuente se encuentra en movimiento con respecto al observador. La luz es una onda electromagnética, por lo tanto también está sujeta al efecto Doppler. Si la fuente que la emite, por ejemplo una estrella, se acerca a nosotros, la longitud de la onda emitida se acortará, desplazándose hacia la zona azul del espectro, color de las radiaciones visibles de menor longitud de onda. Si la fuente se aleja, las ondas emitidas aumentan su longitud de onda, desplazándose hacia el rojo. Como la luz de una estrella o una nebulosa gaseosa está caracterizada por zonas más oscuras y más brillantes que se pueden ver claramente descomponiendo las luz de ellas en un prisma, estudiando cuidadosamente el espectro de las estrellas se puede ver si sus líneas oscuras están en la posición usual o se encuentran desplazadas al azul o al rojo. La magnitud del desplazamiento mide la velocidad con que se acerca (si es desplazamiento al azul) o se aleja la fuente (si es al rojo). En 1868 el astrónomo aficionado inglés William Huggins utilizó este principio para medir la velocidad radial de Sirio, la estrella más brillante en el cielo, descubriendo que se aleja de nosotros a 50 kilómetros por segundo.

El corrimiento al rojo o al azul de las líneas espectrales de la luz de estrellas, nebulosas y galaxias es una herramienta fundamental de la astrofísica moderna. Junto con las leyes de Kirchhoff del análisis espectral han motivado a los astrónomos a obtener la distribución espectral de la luz emitida por los cuerpos celestes. Mientras más se disperse la luz en un prisma (o varios), más detallado será el análisis de la luz y más precisa podrá ser la medición de la velocidad. Para poder hacer bien esa separación es necesario recolectar mucha luz, lo que se consigue con un telescopio de gran tamaño.