Fundamentos de Astrofísica Práctica
Seguindo o mesmo razoamento, a Astronomía de Posición é un campo que estuda a posición relativa, o desprazamento, a órbita e a velocidade dos astros como estruturas lumínicas.
Todos eles comezan pola observación dos astros. Os seres humanos da Historia Previa só percibían puntos de luz no ceo (a lúa e o sol eran as únicas excepcións, pero nestes casos tamén se consideraban discos luminosos). Así, a astronomía de posición foi a primeira en xestarse e niso baseáronse as primeiras investigacións sobre as medidas do universo: tamaño da Terra, da Lúa, distancia da Terra á Lúa, distancia a Marte, distancia ao Sol e o seu tamaño, etc. Tamén comezaron a coñecerse o período de xiro e as diferentes velocidades destes astros.
Paira poder facer todo isto bastaba con medir nun momento dado diferentes posicións e cambios de posición ao longo das constelacións. Paira iso dirixían os seus cuadrantes, astrolabios e ballestas astronómicas cara ao punto máis luminoso. Os cálculos así realizados eran puramente matemáticos e xeométricos, xa que a posición e o tempo eran os únicos parámetros. Fóra diso non había certeza e a natación era a única vía: por que tan cerca ou tan lonxe? por que esa velocidade? que materias son? de onde veñen a luz, a cor e a enerxía? hai vida?
A chegada da revolución
XVII. No século XVIII empezouse a utilizar o telescopio. No século XVIII produciuse o descubrimento do espectro lumínico. Estes dous feitos son o reflexo do espectacular desenvolvemento da ciencia, xa que en física, química e matemáticas, talles como os cálculos diferenciais, dando una alternativa á xeometría, producíronse no medio do florecimiento que se produciu nesa época. Por todo iso, a astronomía conseguiu un gran avance e conseguiuse dar resposta científica ás preguntas expostas na era clásica. Paira iso había que cambiar o concepto de astros.
De supor puntos de luz puros, chegou a recoñecerse como obxectos de estrutura interna tridimensional. Paira levar a cabo a investigación, os astros debían ser estudados o máis cerca posible (utilizando o telescopio), e sendo a única información obxectiva transmitida por estes obxectos a súa luz, era necesario realizar unha análise detallada da mesma, descompondo a luz e procedendo a realizar medicións precisas (espectro). Aí está o deber da astrofísica.
Observando as manchas do sol
O Sol é a estrela máis próxima a nós e por tanto a máis brillante ante os nosos ollos. En calquera caso, o Sol é una estrela corrente e os resultados que se poden obter do seu estudo tamén se poden utilizar paira coñecer o resto de estrelas.
O universo está estruturado en galaxias e en cada una delas considérase un sistema de estrelas de mil millóns. Por tanto, ao analizar o Sol, estrela do noso sistema, a estrutura do universo (cosmología), a súa orixe e o seu futuro (cosmogonía) serán tamén os nosos estudos.
O desenvolvemento da astrofísica partiu da investigación do Sol. Sendo a estrela máis próxima a nós, temos moita información sobre o Sol. Con todo, son moitas as preguntas que aínda quedan por responder (produción de neutrinos, “soleamiento”, influencia das manchas sobre a Terra, cambios de radiación, etc.), polo que se pode afirmar que esta xigantesca bóla de lume segue sendo misteriosa.
Partimos da observación das manchas que se producen, desenvolven e desaparecen na fotosfera do Sol. A natureza destas manchas é coñecida: Son zonas da orde de 4.000 K e como na fotosfera do Sol existe una temperatura aproximada de 6.000 K, preséntanse ante os nosos ollos como “máis fríos” ou como negros.
En astrofísica considérase que existe una relación directa entre as variacións do campo magnético do Sol e as manchas. De feito, poderiamos pensar que o Sol é una xigantesca dinamo e que ao estar a materia ionizada e degenerada a altas presións, densidades e temperaturas, debido ao movemento giratorio do Sol, estas cargas crean un campo magnético.
Con todo, as manchas nacen, evolucionan e desaparecen. Presentan diferentes estruturas e dannos una clara demostración de que a nosa estrela vira a través do disco solar. É máis, a pesar de que cada día é moi variable, o número de manchas define un período de tempo concreto e crese que ten una influencia notable sobre os episodios de calor e frío na Terra.
Paira a observación, cuns bos telescopios ou prismáticos, proxectaremos a imaxe do Sol sobre un papel. Nunca mires directamente desde o ocular porque nos queimariamos o ollo! ... Utilizaremos un CCD ou cámara de vídeo, pero neste paso tamén é necesario tomar medidas de protección: paira evitar que se danen os píxeles, realizaremos una gravación incorrecta ou proxección ou colocaremos un filtro diante. Estas imaxes gardarémolas, xa que logo axudarannos a realizar numerosos estudos no magnetoscopio.
Renovando o espectro solar
Aínda que pode pensarse o contrario, a información que podemos obter da luz visible é moito máis precisa que a que podemos obter das manchas da fotosfera do Sol. Se conseguimos descompor esa luz “branca”, descubriremos que a nosa estrela está formada por zonas de alta presión e temperatura que non vemos e que ten una fotosfera visible, é dicir, una atmosfera fría e case baleira.
A primeira é una zona compacta que proporciona un espectro continuo, como o fío de luz incandescente dunha lámpada. A segunda é a fotosfera gasosa e fría, que filtra algunhas cores lineais de certas enerxías do espectro que non vemos de seu, liñas non sensibles á súa composición química. Ademais, as vivas cores emitidas no espectro continuo proporcionan información directa sobre a temperatura da fotosfera.
Entre os datos que podemos extraer do estudo do espectro en bote rápido destacan a estrutura das estrelas (zona e atmosfera), a temperatura da fotosfera (uns 6.000 K) e a súa composición química (entre outros, os compoñentes fríos que absorben enerxía: Ca, Fe, H, Mg, Hei, Na, etc.).
Se logo queremos medir, hai que observar o espectro e paira iso utilízanse os espectroscopios. O modelo que presentamos a continuación é o deseñado en Euskal Herria, barato e de gran calidade. Paira a súa creación hai que recortar a oitava parte dun disco compacto (CD) e, como se indica na imaxe, metelo nunha gran caixa de poxpolos pintados de negro, engadilo e abriremos una pequeno despacho de billetes na tapa situada sobre el. O último paso é abrir una pequena ranura, xa que a última é dirixila cara ao Sol.
O CD difracta os fotóns de diferentes lonxitudes de onda e enerxías con luz branca, é dicir, dispáraos en todas as direccións; a continuación, as ondas do mesma cor interférense entre si (constructivamente e destructivamente), mostrando de forma descontinua unha cor intensa en determinadas direccións. Ao mesmo tempo, o resto de cores seguen o mesmo camiño e aparecen de forma descontinua uns espectros continuos.
O primeiro sinal que non se desvía é a branca e a máis viva; despois e tras unha interferencia destrutiva, chega o primeiro espectro e de forma descontinua o resto, cada vez máis débiles e separados. Os que non aparecerán son fotóns absorbidos polos compoñentes químicos da fotosfera.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
