La Cola de Rata

...Nosotros al observar el cielo vemos pequeños puntos de los que no podemos decidir cuando comienzan y cuando terminan... Por: Yotas Trejos* Antes de que nuestra civilización acostumbrara usar en gran parte de la zona urbana luces para mantener iluminada la ciudad, el cielo era un gran ejemplo de lo que puede ser la belleza de la ciencia. No había que buscar experimentos sutilmente interesantes sino esperar a la noche, sorprender a un muchachito del gran espacio que hay allí arriba. De qué son esos objetos y lo pequeños que podemos llegar a sentirnos. Podemos pensar que pueden inspirarse esas mismas sensaciones con imágenes de gran calidad o gracias a la información que se tiene en internet, sin embargo nos damos cuenta muy pronto que los videos generados por computador, los efectos especiales, si son para verse en una gran pantalla, se ven mucho más fascinante que un cielo estrellado en la misma pantalla. Un espectáculo cierto pero muy difícil y a veces costoso de disfrutar es el cielo nocturno, aunque este se presente gratuitamente todos los días. Al menos podemos disfrutar de una estrella que también se presenta todos los días, el Sol. Esta es la estrella más cercana que tenemos, que no podemos, ni queremos evitar. Este objeto del espacio puede pensarse como una bola de hidrógeno –principalmente- que brilla gracias a reacciones en el núcleo. El Sol contiene el 99.9% de la masa total del sistema solar y lo provee de casi toda la energía disponible. Con esto en mente podemos hacernos una pequeña idea de su magnitud y su poder. Conocer la composición del Sol fue un reto de hace unos cien años, como mencioné antes el Sol es una cuerpo de hidrógeno, o más precisamente de gas. A través de la espectroscopia se pudo diferenciar qué componentes y en qué porcentajes se encuentran en el Sol. El Sol está compuesto del más liviano de los elementos, el hidrógeno y del helio, el segundo más liviano, en porcentajes de 76% y 22% respectivamente. El helio fue descubierto primero en la superficie solar al detectarse un espectro desconocido, fue llamado de esta manera por Helius, la personificación del Sol en la mitología griega. Fue descubierto en 1868 por Pierre Janssen, que causó controversia: si existían elementos en el sistema solar que no estaban presentes en la tierra y de los cuales por tanto no se podían conocer sus propiedades ¿cómo se podría entender el universo? Este debate se mantuvo poco tiempo, porque en 1895 se detectó helio en la Tierra. Hasta el momento no se ha encontrado elemento que no pueda ser medido en laboratorios terrestres. El 2% restante de la composición del Sol son los elementos pesados como carbón, hierro y níquel. El Sol es la estrella que tenemos más cerca, por esto es el objeto de este tipo que podemos estudiar con mayor detalle y precisión, para así hacer inferencia sobre cómo podría comportarse otra estrella más lejana. El Sol se encuentra a 150 millones de kilómetros de la Tierra, las demás estrellas están tan lejanas que a la vista parecen simples puntos luminosos. Estas distancias son difíciles de imaginar para nosotros. La estrella más cercana del Sol es Proxima Centauri que está a unos 4.24 años luz. Una analogía para ayudar a imaginar esta distancia es disminuir la escala hasta una más familiar. Si suponemos que una uva es nuestro Sol – o que el Sol es del tamaño de una uva-, así mismo que Proxima Centauri es también del tamaño de una uva, entonces estarían separados por 4000 kilómetros que es cerca de la distancia que hay de costa a costa de los Estados Unidos. Esto debería darnos una idea de qué tan lejos está una estrella de la otra, para personas que hagan viajes constantemente esta analogía la podría pensar en términos de horas de viaje en avión o en bus. Es imaginar lo que debería recorrer desde una uva a otra. Cada propiedad que se pretende conocer de las estrellas trae consigo un reto para los científicos y para los astrónomos aficionados. Como las estrellas son esencialmente esféricas tiene sentido pensar en medir su radio, su tamaño, su volumen. Esta tarea no es sencilla por observación directa. Nosotros al observar el cielo vemos pequeños puntos de los que no podemos decidir cuando comienzan y cuando terminan. Uno de los métodos que podemos imaginar para realizar este proceso, es lograr medir el ángulo realizado al mirar desde algún punto de la Tierra por el tamaño aparente de la estrella. Tal vez la única estrella susceptible de este método es el Sol y aún en ese caso no es una tarea que provea mucha precisión del resultado. Hay muchas razones para ello, entre ellas que la atmósfera terrestre hace difícil diferenciar los “bordes” de las estrellas. Aquí describiré uno de los métodos que permite el cálculo del diámetro de una estrella –y como se supone esférica, tenemos una aproximación de su volumen- que surge al aprovechar el eclipse. Cuando hay dos estrellas atraídas mutuamente por su gravedad tenemos un sistema binario de estrellas, una rotará en torno a la otra y si su plano de rotación coincide con nuestro plano de observación entonces veremos que una puede pasar sobre la otra eclipsándola, entonces conociendo el tiempo que demore ese eclipse, la velocidad a la que realice el eclipse y la leyes de Kepler se puede calcular el diámetro de la estrella que fue eclipsada. (Sirio) Algunas características pueden ser fundamentales en los objetos, esto es la variación de estas características traen notorios cambios en el comportamiento de los objetos. En el caso de las estrellas se tienen la temperatura y la luminosidad. Con estos datos se hace posible realizar una clasificación de las estrellas. La clasificación es una parte importante de la investigación científica, aunque parezca superfluo una adecuada organización de los objetos permite determinar con mayor facilidad las características que lo definen. Las estrellas evolucionan, sin embargo la vida de una estrella es muy larga para poder darnos cuenta que realmente una estrella cambia. ¿Cómo podemos darnos cuenta de que una estrella evoluciona si para nuestras propias vidas y muchas generaciones estas no presentan ningún cambio? Hay una analogía que puede ayudar a comprender cómo tomando las características apropiadas y observando con detenimiento podemos concluir que las estrellas cambian. Imaginemos que somos extraterrestres de una vida muy corta –digamos unos dos años-, pero llegamos a una vida adulta rápidamente y hemos aterrizado en un pequeño pueblo del planeta Tierra, vemos humanos y nos preguntamos sobre su vida. Para respondernos sobre la vida de estos, no podemos esperar a ver cómo cambian porque para nosotros casi no lo hacen. Recolectamos información acerca de ellos, tomamos datos de su peso y de su altura. Después de días de extenuante trabajo, graficamos los resultados en un gráfico de peso y altura, para darnos cuenta que hay un patrón. Como los humanos gastan la mayoría de su tiempo vivos como adultos entonces habrá una línea muy notoria de adultos con peso y altura promedio. Habrá otra línea de menos personas pero igual notoria de poco peso y poca altura, estos son los jóvenes. Esta línea se cruzaría con otra que corresponde a los ancianos que también son de más poco peso promedio y se encogen. También habrán grupos inusuales de personas muy altas y de poco peso, de personas bajas y mucho peso, etc. Un grupo inusual puede ser las personas que realizan deportes de alto rendimiento. Al analizar la gráfica con cuidado notaremos que no todas las combinaciones de peso y altura son posibles. ¡No podrá haber una persona de 90 centímetros y 130 kilos o una persona de 1.80 metros y 25 kilos! La distribución de las personas en la gráfica nos cuenta algo de la forma de las personas. Además, la localización de las personas está principalmente determinado por la edad. Tomando estos datos en consideración nos podemos enterar que la variable oculta en esta distribución es el tiempo. El problema del astrónomo al querer saber sobre la naturaleza de las estrellas es muy parecido. Vivimos cortos períodos de tiempo para poder presenciar por nuestra vivencia el comportamiento de las estrellas. Entonces, los astrónomos usando una manera eficaz de clasificar las estrellas lograron deducir –como nosotros como extraterrestres- que las estrellas cambian, y lograron deducir cómo. Aunque esto pudo realizarse de muchas maneras la que se ha hecho tradicional entre astrónomos y astrofísicos es el llamado diagrama H-S. Su nombre se debe a dos astrónomos, el danés Ejnar Hertzsprung y el americano Henry Norris Rusell, que independientemente tuvieron la idea de graficar la temperatura versus la luminosidad. Una versión simplificada del gráfico es la siguiente Ahora notemos en el gráfico que tiene varias similitudes con el construido imaginariamente. Tenemos una secuencia principal (mean sequence), en el que se encuentran la mayoría de las estrellas. El Sol se encuentra allí, es una estrella promedio. Si nos movemos en hacia arriba del Sol, encontraremos estrellas más luminosas que el Sol aunque tengan la misma temperatura. Estas estrellas deben ser de mayor diámetro que el Sol, esto es debido a que cada metro cuadrado de superficie a la misma temperatura irradiará tanta energía como el Sol en cada metro cuadrado. Entonces, para obtener mayor luminosidad debemos tener más metros cuadrados de superficie y entonces mayor tamaño. Del mismo modo una estrella que ilumine menos y tenga la misma temperatura que el Sol será más pequeña. Así como en los humanos, hay casos imposibles, por eso hay zonas vacías en el diagrama. Porque una estrella demasiado pequeña no tiene la fuerza gravitacional para hacer una reacción nuclear en su núcleo y por tanto iluminar, otras que se pueden imaginar demasiado grandes tampoco pueden serlo puesto que en un exceso de masa se subdividirían en estrellas más pequeñas. La secuencia principal contiene el 90% de las estrellas que han sido datadas con este fin. Esta línea muestra una correlación entre la temperatura y la luminosidad, cuando aumenta la luminosidad aumenta la temperatura de manera lineal. Esta relación es simple y se ha conseguido con una minuciosa toma de datos, una paciente tabulación de los mismos junto con observación entrenada. Todos los datos tomados para permitir este gráfico, ayudan a concluir demasiado sobre el nacimiento, la vida y la muerte de una estrella. Estos datos son tomados de estrellas que están en el llamado vecindario de estrellas que contiene al Sol, cada una de las usadas para realizar el gráfico está relativamente cerca del Sol y los instrumentos usados pueden obtener información confiable sobre estas estrellas. Esto resulta en sesgar un poco la información para poder obtenerla fiable. Estamos obligados a que se hagan las mediciones de esta manera porque estamos fijos en nuestra posición en el espacio. Las estrellas más luminosas que se han encontrado son lejanas, aunque sus datos son confiables, se sabe que hay estrellas vecinas a esta lejana que no pueden ser datadas con confianza porque son muy poco luminosas y muy pequeñas para este fin, entonces la estrella luminosa no se puede colocar como parte del gráfico H-S porque no darían una información confiable. Me explico, el sesgo obtenido al sólo datar las estrellas vecinas al Sol nos da una información confiable a escala local, en nuestro vecindario, sin embargo al datar pocas muy luminosas, estaremos obteniendo un error en nuestras mediciones y probablemente un error en las conclusiones, al aumentar la escala de nuestros datos se obtienen nuevos errores por la limitaciones de la instrumentación. También esta limitación implica una potencial diferencia entre lo que vemos localmente y el comportamiento de las estrellas más lejanas. Las 20 estrellas más lejanas cada una de ellas son más luminosas que el Sol. Sirius es la única estrella de estas veinte, lo que implica que las estrellas luminosas y las cercanas son grupos un poco distintos. Las estrellas más brillantes son lejanas mientras que las estrellas más cercanas son más frías y menos luminosas que el Sol. Las estrellas calientes y luminosas son inusuales, mientras las frías y poco luminosas están en todas partes. Hemos visto que la posición de las estrellas en el gráfico H-S representa más que sólo su luminosidad y temperatura. Permite saber sobre su tamaño. También su posición ayuda a saber sobre su modo de funcionamiento que no es igual para cada estrella. Finalmente podremos saber su edad y nos enteraremos así como en el caso humano que de la secuencia principal (la adultez en nuestro caso) pasamos a las otras secuencias. En la próxima ocasión hablaré de cómo funciona una estrella en la secuencia principal y en los otros lugares del gráfico H-S. *Estudiante de Matemáticas de la Universidad de Antioquia