Literalmente, Astrofísica significa la aplicación de la Física al conocimiento de los astros. Esta definición breve y clara necesita, sin embargo, algunos comentarios, ya que no sólo nos interesan los "astros" (planetas, estrellas, galaxias...) sino también las regiones interastrales (medios interplanetario, interestelar e intergaláctico). En épocas primitivas, por otra parte, no había aún astros, y el Universo pregaláctico nos interesa tanto como el actual. Nos interesa tanto los astros como lo que no es astro, es decir, nos interesa todo.

No puede considerarse la Física como una ciencia anterior e independiente de la Astrofísica, ni histórica ni lógicamente. La Física, en su camino histórico en búsqueda de sus leyes fundamentales, siempre tuvo bien presentes los fenómenos cósmicos. Así lo hicieron Newton y Einstein y así lo hacen hoy los físicos teóricos. No es de extrañar, pues las leyes fundamnetales no sólo han de ser válidas para las condiciones muy restringidas de un laboratorio. Han de ser válidas también para cualquier rincón del Universo, es decir, válidas para unas condiciones caracterizadas por unos valores de las magnitudes físicas tan extremadas que son inimaginables para un observador terrestre.

En el Cosmos es donde la validez de una ley fundamental está realmenrte sometida a prueba. La temperatura varía de unos pocos grados Kelvin en algunas regiones del medio interestelar a 1032 K en la Epoca de Planck, unos 10-43 s después del Big Bang.

Podemos referirnos a todo el Universo observable, con un tamaño del orden de 1028 cm, con una masa del orden de 1055 g (unas 109 galaxias por unas 1011 estrellas por galaxia y 21033 g por restrella), más otras cantidades de materia no estelar. El medio interestelar tiene una densidad de 10-24 g/cm3 (aproximadamente 1 átomo de de hidrógeno por cm3), cien mil millones de veces más vacío que el que puede conseguirse en un laboratorio (aproximadamente 10-13 g/cm3 ).

Para el conocimiento del Universo, no solamente hay que aplicar la Física, sino todas las otras ciencias, en particular la Química, la Geología, la Biología, etc. La aportación de estas ciencias queda, sin embargo, incluida en la denominación de Astrofísica, sin que tengamos que cambiar o ampliar el nombre. Con todo lo dicho, la definición de Astrofísica ha quedado muy diluida: aplicamos todo para conocer todo. Y es que, si definimos Astrofísica como la ciencia del Universo, no concretamos mucho más.

La diferencia entre Astronomía y Astrofísica es muy poco nítida. Suele decirse que la Astronomía, ciencia más antigua, considera que los astros son puntos materiales que, aunque obedecen a las leyes de la Mecánica, no poseen propiedades físicas internas, como densidad, composición química o campo magnético, mientras que la Astrofísica, ciencia más joven, tiene ya en cuenta estas propiedades internas.

Pero la frontera entre ambas ciencias acaba siendo muy borrosa. Podríamos decir que la Astrofísica es hija de la Astronomía, pero...es hija única.

Tan antigua es la Astronomía que comienza en la Prehistoria. En cambio, la Astrofísica es una ciencia muy joven. En el siglo XIX (1814), Fraunhofer observó las líneas del espectro solar, que no fueron explicadas hasta 1859. Hasta 1888 no se obtuvieron velocidades de alejamiento utilizando un espectro estelar. En fecha tan reciente como 1838, no se conocía más distancia de una estrella que la del Sol. Antes de 1924, fecha en la que Hubble determinó la distancia a M31, ni siquiera sabíamos que había otras galaxias. En 1929, Hubble descubrió la expansión del Universo, aunque la papelera de Einstein ya hubiera sido informada de tal descubrimiento trece años antes.

Antes de 1931, ni siquiera había pasado por la imaginación de un astrónomo que el Universo podía ser estudiado con una antena de radio, limitándose la Astrofísica anterior a observaciones en el visible. No tiene la Astrofísica ni un siglo de existencia.

LA MEDIDA DE LA LUZ

La información que nos llega del Cosmos es mayoritariamente radiativa. Las ondas electromagnéticas que nos llegan son nuestra fuente casi exlusiva de datos y debenos empezar por definir las magnitudes y unidades que se emplean en Astrofísica; no siempre las mismas que utiliza la Optica, y en ocasiones, incluso bastante peculiares.

Un astro emite una luminosidad L, o energía radiada por segundo en cualquier dirección. Así por ejemplo, el Sol emite

L = 41033 erg s-1

El conocimiento de la luminosidad de una estrella es imporrtante porque, si la estrella está en estado estacionario, es decir, no experimenta cambios temporales, emitirá toda la energía liberada en su interior. De esta forma, la luminosidad de una estrella nos informa de algunos procesos físicos en su interior.

Por cada cm2 de la superficie de la estrella (o de un astro en general), sale al espacio un flujo, q, o energía radiante por suegundo y cm2. Si la estrella emite uniformemente por toda su superficie esférica, será

L = 4 p r2 q

siendo R el radio del astro. Si la estrella emitiera como un cuerpo negro, q sería una función exclusiva de la temperatura en la superficie, más concretamenete

q ~ T4

Las estrellas reales no son cuerpos negros perfectos, pero aún así el flujo nos informa básicamente de su temperatura superficial.

Este es el flujo radiativo que sale del astro, que no puede coincidir con el flujo radiativo llegado a la Tierra, al que, aunque se trate de la misma magnitud física, denotaremos con la letra f. El flujo en la Tierra, f, es pues la energía radiante que llega aquí por cm2 y por segundo. Si la luz procedente del astro no fuera extinguuida por el camino, y si el astro estuviera en estado estacionario, toda la energía que sale por la superficie del astro acabaría atravesando una superficie esférica de radio r, siendo r la distancia astro-Tierra. Por lo tanto

R2 q = r2 f

Vemos en esta fórmula que el flujo f es inversamente proporcional a r2 ; la luz de los objetos más lejanos nos llega más debilitada, como es conocido y esperable.

Cuando en lugar de una estrella puntual, observamos una fuente extensa, como puede ser el Sol, los planetas o las galaxias, podemos distinguir y especificar la luz procedente de diversas regiones de la fuente. Se define entonces la intensidad, I, o energía radiante emitida por segundo, por una región de la fuente que se observa desde aquí con un ángulo sólodo de 1´´2 (1 segundo de arco al cuadrado) y que se recibe aquí en una superficie de 1 cm2.

Se comprende que si sumamos la luz de todas las zonas obsevables de la fuente, obtendremos el flujo total, f, emitido por toda la fuente y llegado aquí por lo que

f = §IdS

donde dS es el elemento de superficie angular (medido en segundos de arco al cuadraro) y la integral se refiere a toda la superficie angular subtendida por la fuente.

Vimos cómo el flujo f de un astro, recibido de la Tierra, dependía mucho de la distancia de tal astro, concretamente según

f ~r2

En cambio, la intensidad I tiene el gran interés de que no depende de r. En efecto, el área real (medida en cm2) en la fuente correspondiente a un ángulo sólido de 1´´ será mayor cuanto mayor sea r, concretamente aumentará según r2. Por otra parte, la luz se pierde según r2. Ambos efectos se compensan y finalmente resultará que la intensidad es independiente de la distancia. Por lo tanto, la intensidad nos informa directamente de procesos físicos en la fuente. Cuando observamos la fuente con gran detalle (alta resolución espacial), podemos obtener la intensidad I con mayor precisión y en mayor número de puntos de la imagen de la fuente, pero su valor no debe ser diferente, salvo los errores obtenidos cuando observamos en baja resolución espacial. La unión de los puntos de igual I de una fuente extensa es una línea llamada isofota y el conjunto de las isofotas constituye el mapa de la fuente.

ESPECTROS

En ocasiones, no solo nos interesa la luz total recibida en todas y cada una de las frecuencias del espectro electromagnético, sino la luz que se recibe en cada frecuencia en particular. Así, definimos el flujo específico fe con la misma letra que antes pero con un subíndice e, como la energía radiante recibida por cm2, por segundo, en una frecuencia e comprendida entre e y e+de.

A la función fe se la llama espectro de la fuente. De igual modo definiríamos qe, Ie y le, respectivamente.

Todo lo que conocemos del Universo está prácticamente encerrado Ie (e, a, d, t), donde a y d son las coordenadas angulares ecuatoriales y t es el tiempo. Esta función es casi nuestra única base de datos para reflexionar sobre el Cosmos. Es llamativo que solo dispongamos de esta funciónm, especialmente teniendo en cuenta que Ie no suele depender del tiempo. A escala humana, la mayor parte del Universo observable parece inmutable.

Un espectro está formado por un continuo y unas rayas. El continuo se debe a la existencoa de una función fe sin discontinuidades bruscas que abarca todas las frecuencias. Superpuestas al continuo están las rayas o líneas del espectro, que pueden ser de emisión o de absorción, según si sobresalen del continuo o le oscurecen. Las rayas abarcan una región de frecuencias muy reducida, como consecuencia de la naturaleza cuántica de los niveles energéticos de los átomos o moléculas, emisores o absorbentes.

Diversos mecanismos pueden llevar a la formación de un continuo. Estos son tres de los más importantes:

a) Continuo térmico. Es emitido por los cuerpos sencillamente por tener una temperatura. Por ejemplo, la agitación térmica produce colisiones entre los átomos, alguno de los cuales puede quedar excitado en la colisión, emitiéndose un fotón en la desexcitación. El conjunto de estos fotones formaría el continuo térmico. Si el cuerpo emisor está equilibrado, el espectro térmico continuo es el de un cuerpo negro, pero a veces puede diferir considerablemente. Cuando el emisor es un cuerpo negro, su espectro es independiente de los mecanismos de emisión, independiente de si estos se deben a las excitaciones colisionales que mencionábamos o a cualquier otro mecanismo. (En general, las propiedades del equilibrio estadístico de cualquier sistema son independientes del mecanismo mediante el cual se alcanza).

Ejemplos importanrtes en Astrofísica de espectros continuos térmicos son el continuo de las estrellas, el de la emisión del polvo interestelar, el espectro en rayos X del medio intergaláctico en un cúmulo de galaxias y el fondo de microondas (fotones que llenan todo el espacio, vestigio del Universo primitivo del que hablaremos más adelante).

b) Continuo sincrotón. La trayectoria de una partícula cargada en el seno de un campo magnético es helicoidal, recordando un muelle. Puesto que no es una línea recta, la partícula cargada sufre una aceleración. Toda partícula cargada acelerada emite. El conjunto de los fotones emitidos de esta forma constituye la emisión del continuo sincrotrón. La radiación sincrotrón domina el espectro de ondas de radio del gas interestelar, por ejemplo.

c) Continuo Compton inverso. En el efecto Compton, un fotón al interaccionar con una partícula, pierde energía, por lo que su longitud de onda aumenta. En el efecto Compton inverso, la energía de la partícula puede comunicarse al fotón, disminuyendo así su longitud de onda. Estos fotones energéticos pueden constituir el continuo Compton inverso. Frecuentemente, el continuo Compton inverso contamina otros continuos, siendo en pocas ocasiones el efecto dominante.

Las rayas espectrales corresponden a transiciones energéticas discretas, normalmente del electrón más externo en los átomos y moléculas y de vibración y rotación en las moléculas. Las rayas debidas a la vibración y rotación son muchas y poco espaciadas y constituyen bandas. Como el elemento más abundante en el Cosmos es el hidrógeno, las rayas más abundantes observadas pertenecen a este átomo, entre las que cabe distinguir la línea de Lymann-a (1216 A, en el ultravioleta), la Ha (6563 A, su nombre es realmente Balmer-a) y la de 21 cm (correspondiente a la transición de la posición paralela a la antiparalela del espín del electrón). Gran parte de nuestro conocimiento del Universo se ha obtenido mediante el estudio de estas tres rayas.

El hidrógeno, en muchas ocasiones, se encuentra en forma molecular H2. Esta molécula es muy pobre en rayas y bandas intensas. Como parece existir una corelación entre H2 y la molécula de CO2, se estudian las propiedades de ésta para conocer las de aquella. La molécula de CO2 emite mucho en 2,7 mm, que es por tanto, una de las longitudes de onda más estudiadas por los radiotelescopios de ondas milimétricas.

Las rayas espectrales nos suministran mucha información sobre distintos aspectos físicos de la región emisora (o absorbente). Así, por ejemplo, nos puede determinar:

a) La composición química. Cada átomo tiene una serie de rayas, con espaciados característicos entre ellas, que permite su identificación.

b) La velocidad de alejamiento del objeto emisor. Debido al efecto Doppler, las rayas no se localizan en su longitud de onda propia, sino en una longitud de onda mayor si el emisor se aleja del observador.  En lugar de la longitud de onda del emisor en reposo l0,  se encuentra otra l dada por

l = l0 (1 + v/c)

siendo v la velocida de alejamiento (negativa, si es acercamiento) y c la velocidad de la luz. ( Esta fórmula es solo válida si v es muy inferior a c). Así podemos conocer el componente de la velocidad de las estrellas y galaxias en la dirección de la línea de visión (la que une al observador y al objeto observado).

c) Las rayas tienen un ensanchamiento en longitud de onda (no son rayas en el sentido literl de la palabra) debido a una serie de causas, siendo destacable el ensanchamiento Doppler. Incluso si el astro no se aleja de nosotros, y por lo tanto no existe un desplazamiento al rojo neto de la línea espectral, unos átomos se acercarán a nosotros, emitiendo algo más azul, y otros se alejarán, emitiendo algo más rojo. El resultado es que la raya sufrirá un ensanchamiento Doppler. El que unos átomos se alejen y otros se acerquen puede deberse a distintos efectos tales como la agitación térmica, la turbulencia, la dispersión de velocidades estelares en una galaxia y la rotación. Si conocemos la dispersión de velocidades, Dv, en estos fenómenos, diferenciando obtendremos la magnitud del ensanchamiento Doppler

Dl = l0/c Dv

Un mismo átomo puede producir una raya tanto en emisión como en absorción. La raya es de absorción cuando detrás de la zona donde se produce, existe otra región con un continuo intenso. Entonces, un fotón del continuo es absobido por el átomo, desapareciendo en esa frecuencia del continuo. Así, la mayoría de los espectros estelares presentan rayas de absorción, pues en el interior muy caliente hay un intenso continuo térmico, siendo las rayas de absorción producidas en la atmósfera estelar más fría. Los planetas tienen mucha rayas de absorción, pues su espectro es básicamente el del Sol reflejado. No obstante, en las atmósferas planetarias, puede producirse emisión propia, caracterizada en ocasiones por rayas de emisión. El medio interestelar, sin un intenso continuo detrás, suele caracterizarse por rayas de emisión.

FOTOMETRIA

Además de las magnitudes fotométricas introducidas hasta ahora, los astrónomos utilizan otras, directa e íntimamente relacionadas con ellas; por tanto, innecesarias, vestigios de la historia astronómica. Su uso, aunque un poco irracional, está generalizado, por lo que su inclusión aquí es ineludible. Hiparco clasificó las estrellas en seis categorías, siendo las más brillantes de la primera, y las apenas perceptibles, de la sexta. Para acomodarse a las apreciaciones de Hiparco, se define la magnitud m de una estrella, mediante la fórmula

m = -2,5 lg f/f0

donde f es el flujo recibido en la Tierra y f0 una constante. Hay que resaltar en esta fórmula el logaritmo (pues más o menos logarítmica era la respuesta del ojo de Hiparco, como la de cualquier humano), el signo menos (con lo cual las etrellas más brillantes tienen menor magnitud, como ocurría en las categorías de Hiparco) y la constante f0 (que ajusta y hace corresponder la escala de magnitudes a la de Hiparco). La magnitud está íntimamente relacionada con el flujo.

Si una estrella tiene una magnitud muy alta, es decir, se la observa débil, se debe o bien a que está lejos, o bien a que es intrínsecamente débil. Para comparar la luz de las estrellas, eludiendo el efecto de la distancia, se define la magnitud absoluta, M, como la magnitud m que tendría la estrella si fuera desplazada hasta situarla a una distancia convencional de 10 pc. Su flujo sería entonces igual a fr2/102, y tendríamos

M = - 2,5 lg f r2 / f0102 = m - 5( lg r - 1)

donde r ha de medirse en parsec. Mientras que m es medible, M no puede determinarse si no se conoce r. Inversamente, si mediante algún procedimiento podemos conocer M, esta fórmula nos permite determinar la distancia a la estrella.

El Sol tiene m = -26,78 y M = 4,72.

La magnitud absoluta está íntimamente relacionada con la luminosidad y resulta sencillo probar (aprovechando que en el Sol M y L se conocen bien) que

M = 4,72 - 2,5 Ig L/Ls

Cuando la fuente es extensa, empleamos la magnitud por segundo de arco al cuadrado, mu, que estáíntimamente relacionada con la intensidad. Se define mediante la fórmula

mu = -2,5 lg I/f0

En la práctica, el campo de observación no será precisamente de 1´´2, dependiendo de las características del telescopio, sino de un ángulo sólido A. Si detectamos m al emplear A, es fácil probar que

mu = m + 2,5 lg A

siempre que en cualquier punto de A podamos admitir intensidad constante.

No siempre es conveniente trabajar con espectros con mucha resolución. La fotometría es equivalente a una espectrometría de muy baja resolución. En la Fotometría, toda la región visible del espectro se reduce a registrar el flujo recibido en unas pocas longitudes de onda. Se emplean para ello unos filtros centrados en unas pocas longitudes de onda determinadas, con una anchura amplia en longitud de onda. La Fotometría puede ser interesante cuando el objeto es muy débil y su luz no puede descomponerse en un número muy grande de intervalos en longitud de onda o cuando es preferible manejar pocos datos de cada objeto con propósitos estadísticos, o cuando estamos más interesados en la imagen de un objeto extenso, etc.

El más utilizado de los sistemas de filtros fotométricos es el sistema UBV, con solo tres filtros, U, B y V, en el rango visible.

Nombre del filtro

Longitud de onda central

Anchura del filtro

f0

U

365 nm

68 nm

1,9 10-30

B

444 nm

98 nm

4,3 10-30

V

548 nm

89 nm

3,7 10-30

 Este sistema se ha extendido hacia el infrarrojo con los filtros R,I,J,H,K,L,M y N, llegando hasta 10 micras. El filtro V viene a corresponder a la sensibilidad del ojo, aproximadamente. Las letras U, B, V, además de ser los nombres de los filtros, denotan la magnitud cuando se utilizan esos filtros. Es decir, U = mu  cuando empleamos el filtro U, B = mB y V = mv.

Además del flujo de un objeto, nos interesa conocer el color. Podemos caracterizar de forma inmediata el color definiendo los índices de color U-B y B-V. Así, si una estrella tiene el índice de color U-B muy alto, será una estrella muy roja y si le tiene pequeño será muy azul. Estos índices de color son interesantes por dos cuestiones:

a) el color está relacionado con la temperatura. No es incluso difícil demostrar que, en el caso de que el objeto emisor fuera un cuerpo negro, el índice de color sería inversamente proporcional a la temperatura;

b) si no fuera por la extinción de la luz debida a los medios atmosférico e interestelar, no completamente transparentes, el índice de color sería el mismo que el que observaríamos si estuviéramos junto a la fuente emisora, no dependiendo de la distancia, como no es difícil demostrar.

Pero la extinción atmosférica produce una disminución del flujo procedente de una fuente, es decir, se observa más tenue, es decir, su magnitud aumenta con respecto a la que observaríamos si estuviéramos fuera de la atmósfera. Naturalmente, estamos interesados en esta última y el efecto de nuestra atmosféra es un efecto nocivo que hay que eliminar. La atmósfera terrestre es suficientemente conocida como para saber qué extinción de la luz producirá. Pero ésta es variable, pues depende básicamente de la cantidad de polvo, polen, etc., existente en las capas bajas, cuya densidad depende de las condiciones metereológicas. Es preferible aprovechar la propia noche de observación para realizar tal corrección aprovechando estrellas patrón de luminosidad muy constante.

                                  © 2005 Javier de Lucas