AVE Radiación Registro de la radiación

Uno de los fenómenos más estudiados de la naturaleza son las ondas. Todos hemos visto

ondas, como las olas en alta mar o la forma en que ondea una bandera. Las podemos

generar como cuando hacemos ondear una cuerda para saltar. Incluso cuando hablamos

comprimimos el aire cercano a nuestra boca y este comprime al de junto y se repite del

proceso hasta que finalmente la compresión llega al oído del escucha que la interpreta como

sonido.

Figura. Las ondas de densidad avanzan por el comprimiéndolo. Esta perturbación llega a

nuestro oído que la interpreta como sonido. (Microwaves and RF)

Todos hemos visto las ondas que se producen cuando cae una gota a la superficie de agua,

se generan círculos que avanzan, el agua se apelmaza en forma de olas. Pues cuando una

galaxia enana cae en el centro de una espiral, se forman ondas que avanzan desde el centro

hasta la orilla. Como el gas es compresible a diferencia del agua, la onda de mayor

densidad es la que avanza. Al comprimirse el gas se favorece la formación estelar, lo que

hace que se vean los círculos o incluso brazos.

Ondas de agua (Unisci24)

Figura. Después de la colisión de una galaxia se puede crear un anillo de nubes de

formación estelar. (Telescopio Espacial Hubble)

Figura. Los brazos espirales de M101 son el resultado de ondas de compresión que

favorecen la formación estelar. (Sky and Telescope)

También hemos escuchado hablar de ondas que no vemos, como las de radio y las

microondas.

La astronomía es una ciencia que se hace a distancia, analizando la luz y el resto de la

radiación - como los rayos X y las ondas de radio – que generan los astros. También se

analizan los cuerpos sólidos que nos llegan como los meteoritos. Además los rayos

cósmicos, bombardean a la tierra; son átomos que viajan a gran velocidad. Entre los objetos

masivos que llegan a la tierra los más abundantes son los neutrinos, los producen estrellas

como el sol como subproducto de las reacciones termonucleares. Las explosiones de

supernova también producen neutrinos al trasmutar sus elementos. Durante la gran

explosión también se formaron neutrinos. Estos últimos no se han detectado, pues no

tenemos aparatos que nos permitan hacerlo.

La radiación electromagnética está compuesta de fotones, partículas que transportan

energía. La luz y las demás manifestaciones de la radiación electromagnética a veces se

comportan como una partícula y otras como onda, es dual, tiene ambos comportamientos.

Los telescopios son los responsables de captar los fotones, funcionan como inmensas

pupilas. Una vez que la luz ingresa por sus espejos, lentes, filtros y espectrógrafos se tiene

que registrar para poderla analizar y extraer la información. La señal que transporta la

radiación debe llegar desde los objetos celestes hasta las pantallas de las computadoras y

una vez allí se requiere diseñar maneras de comprender lo que significa.

Las cámaras incluidas en los teléfonos celulares pueden registrar la radiación

electromagnética y esta imagen se puede desplegar en la pantalla de una computadora. Los

objetos que no emiten luz la pueden absorber o reflejar, los objetos de colores reflejan la

luz del sol o de una lámpara del color correspondiente. Así, la fotografía que tomamos de

un grupo de amigos que portaban sudaderas azules se podrá desplegar en la computadora

que mostrará personas con sudaderas de ese color.

La materia y la radiación interaccionan. Vemos porqué la luz incide sobre las moléculas

de nuestra retina, y sentimos calor del sol porque su radiación infrarroja interactúa con los

átomos de la piel.

Un foco de leds convierte electricidad en radiación. Los electrones pasan de un nivel a otro

de energía produciendo fotones. El resultado neto es que la energía de los electrones se

transformó en radiación.

Figura. Producción de luz blanca con un chip de leds. (Austria.at)

Las ondas de radio llegan a nuestros teléfonos celulares y ponen a oscilar a los electrones

de la antena, el teléfono detecta esta oscilación como electricidad, esta señal se puede

traducir en voz e imagen una vez procesada por un ingenioso chip.

Para la astronomía el registro de las imágenes es fundamental. En los registros se pueden

localizar los objetos y conocer su brillo. Se puede conocer el entorno donde se encuentran

los astros y saber como un objeto influye sobre otro. Se pueden comparar imágenes

tomadas en épocas distintas para contrastarlas y observar la evolución de los astros.

Las imágenes astronómicas se pueden obtener con distintos filtros para destacar ciertas

particularidades. El lector puede colocar dos capas de papel de celofán sobre la lente de su

cámara, de tal manera que se vean con mayor nitidez los objetos de ese color. En la ciencia

se pueden emplear tiempos de observación muy largos lo que permite acumular la luz de

los astros más débiles, que son la mayoría dada la vastedad del universo. Con el desarrollo

de la electrónica no sólo se idearon nuevas formas de tomar imágenes, también de

procesarlas, enviarlas de un sitio a otro y almacenarlas.

Cabe notar que algunas personas compran telescopios esperando ver objetos como los

retratados en los libros y se desilusionan al constatar que lo que observan resulta ser muy

débil. En nuestra opinión es mejor unirse a un grupo de aficionados que no sólo saben

construir buenos telescopios sino que dominan su uso y obtener buenas imágenes propias.

Satélites artificiales

Algunos telescopios ópticos, así como todos los telescopios que detectan fuentes fuera del

rango del visible y de las ondas de radio viajan a bordo de satélites. Observar más allá de la

atmósfera evita la distorsión de las imágenes, además permite detectar radiación que

absorbe nuestra atmósfera. Esta es transparente a la luz visible, no es de sorprender que

nuestros ojos hayan evolucionado para captar este tipo de radiación. Sin embargo la

atmósfera se nubla, se vuelve turbulenta, se contamina con polvo, arena y cenizas

volcánicas, por lo cual los telescopios en órbita pueden obtener imágenes nítidas, sin

necesidad de procesarlas para corregir por los problemas que causa la envolvente de aire.

Por fortuna la atmósfera que cubre a la Tierra no deja pasar la mayor parte de la luz

ultravioleta – responsable de las quemaduras de sol - ni tampoco los rayos X y gamma,

radiación que generan los eventos más energéticos del cosmos. A diferencia de las ondas de

radio, que son de baja energía y que llenan el ambiente con señales de radio, televisión,

teléfonos celulares y conexiones inalámbricas, los rayos ultravioleta, X y gamma son muy

dañinos para los seres vivos pues producen quemaduras internas y mutaciones.

Figura. La atmósfera absorbe gran parte de la radiación del espacio. Solo deja pasar

parte de la luz visible, infrarroja, de microondas y ondas de radio. Se requiere observar el

firmamento con satélites para analizar el resto de la radiación. (Humboldt State

University).

Cabe mencionar que dado que los satélites están lejos de las oficinas de los investigadores

lo datos que obtienen pasan al grupo técnico de los operarios y de allí se envían

directamente a la oficina de los investigadores. Es decir el astrónomo ya no está junto al

telescopio, ni lo controla, ni es quien registra los datos que obtiene.

Los astrónomos mandan a los responsables académicos del satélite sus propuestas y si

son aceptadas, se turnan a los técnicos que operan los satélites. Existen ingenieros

especializados en programar las observaciones; con base en a las propuestas de los

astrónomos programan las observaciones para optimizar el funcionamiento del telescopio,

por ejemplo recolectando datos de regiones cercanas de la bóveda celeste. Lejos quedaron

las ideas bucólicas del observador solitario, a la intemperie, cubierto con gruesa ropa de

invierno mirando a través de un tubo gigantesco. Al salir del satélite las señales los

operadores las reciben, las procesan, seleccionan, archivan para su custodia y se las hacen

llegar a los astrónomos cuyas propuestas fueron aceptadas. Hay a disposición de la

comunidad miles de horas de observación.

Remarcamos que la atmósfera también es transparente a las ondas de radio, en

consecuencia la radio astronomía ha cobrado gran fuerza, sobre todo con el empleo de

decenas de antenas que observan simultáneamente la misma región del cielo. Podemos

imaginar a un telescopio como un embudo, entre más ancho más captura. Además de

suficiente cantidad de radiación los astrónomos necesitan ver detalles y esto depende

también del ancho del telescopio, alias embudo. Así de manera muy ingeniosa, se ha ideado

la manera de obtener imágenes que muestran detalles sin necesidad de usar un embudo

enorme: colocar varios embudos pequeños, separados unos de otros a grandes distancias

entre sí. La cantidad de radiación recibida no es tan grande como la que tendría un

telescopio con el diámetro que separa los telescopios más distantes, es solo la suma del área

de cada embudo. Sin embargo, la resolución, el detalle con el que se observa es tan grande

como el inmenso embudo que tendría como diámetro la separación entre los embudos más

distantes. Se conoce como interferometría a la técnica de observar con varios telescopios de

manera simultánea para ver detalles de los astros. Existen grupos de interferómetros

instalados en distintos países y continentes, a separaciones que alcanzan miles de

kilómetros.

Figura. El uso de interferómetros permite analizar de manera simultánea la radiación de

un astro y así tener mayor poder de resolución. (Magdalena Ridge Observatory)

La distribución planckiana

Una estrella está formada por conglomerados de partículas de materia y fotones que están

en continua interacción y que comparten la misma temperatura, están en equilibrio. A la

distribución de la radiación existente en estas circunstancias se le conoce como planckiana.

Resulta que las superficies de las estrellas, el interior de un horno y el universo mismo

emiten planckianas. Esta distribución depende de la temperatura de la fuente. Este tema es

relevante porque nos permitirá comprender los desarrollos modernos de la cosmología.

Figura. Distribución planckiana de la radiación de fondo del universo. Se produjo cuando

el universo estuvo lo suficientemente frío para que cada protón captura su electrón con la

subsecuente emisión de un fotón. (COBE)

La planckiana es una distribución que se puede graficar. En el eje horizontal se grafica la

longitud de onda; en el caso de una estrella común es la gama de colores que produce. En el

eje vertical se grafica el brillo; es decir la intensidad de cada color. Al estudiar la radiación

que emite un astro en distintas longitudes de onda se puede conocer la temperatura del sitio

desde donde se origina. Se trata de fotones de muchas energías y por consiguiente de

muchas longitudes de onda. El nombre viene del físico que estudió la distribución, Max

Planck.

Figura. Distribución planckiana de la radiación. (Hyper Physics)

Resulta que el color de un cuerpo incandescente depende de su temperatura. Incandescente

significa que emite luz propia u otro tipo de radiación electromagnética. Recordemos o

miremos el color que tiene la resistencia de un horno eléctrico. Cuando está apagado es de

color gris, sin embargo conforme se calienta se va poniendo rojo y después naranja. El

color depende de la temperatura. A las estrellas les sucede lo mismo, como vimos antes,

son más calientes las azules que las verdes y estas que las amarillas, que a su vez son más

calientes que las naranjas y rojas. Es decir que el espectro de una estrella, su distribución en

colores difiere de estrella a estrella en cuanto a la intensidad relativa de cada color. Las

estrellas azules tienen ese color más intenso, respecto de las demás. En cambio las estrella

rojas radian casi toda su energía en ese color.

Aunque el color de una estrella corresponde a la cantidad de luz que emite con más

intensidad, también emite radiación de otras longitudes de onda. Por ejemplo el sol, siendo

una estrella de aspecto amarillo, emite rayos X, luz de todos los colores y ondas de radio.

Podemos constatar que emite todos los colores al ver su arco iris, por ejemplo cuando

atraviesa un chorro de agua. Pero su máximo de emisión está en el naranja y por eso lo

vemos de ese color.

Una estrella no emite una planckiana perfecta, es decir una igual a la teórica, entre otras

razones porque la fotósfera de la estrella, desde donde se emite gran parte de la luz que nos

llega, está a menor temperatura que el interior. Los átomos absorben parte de la luz de la

planckiana, produciendo lo que se conoce como líneas es absorción. Es decir las huellas

digitales de cada elemento como mencionamos antes, pero en lugar de verse brillantes,

como el caso de un gas caliente, se ven oscuras.

La distribución planckiana tiene que ver con la temperatura, porque a su vez está tiene que

ver con la energía de las partículas que generan la radiación. Las partículas producen

radiación de mayor temperatura cuando tienen más energía, se desplazan, colisionan, se

ionizan, sus electrones cambian de niveles, oscilan, giran. A mayor energía mayor es la

temperatura que caracteriza a la planckiana. No todas las partículas poseen exactamente la

misma energía en cada instante, esa es la razón por la cual la distribución cubre un amplio

rango de temperaturas.

El cosmos y su planckiana, la radiación fósil

El universo en su conjunto también emite una planckiana. Está repleto de radiación,

radiación de fondo; ¡fósil! La mayor parte corresponde a longitudes de onda de radio, de

muy baja energía, de tal suerte que no nos afecta en la vida cotidiana. Nuestro cuerpo no

está equipado para detectar su presencia, a diferencia de las estrellas que producen luz

visible y en consecuencia las vemos con nuestros ojos, o la resistencia del hornito y por eso

la vemos color naranja cuando está caliente. La radiación de fondo del universo se

descubrió con antenas de radio y ahora con satélites especializados capaces de hacer

mediciones muy precisas.

Figura. La radiación de fondo se produjo durante el universo temprano, mucho después se

formaron las estrellas, y después las galaxias. (Medium)

Veamos como fue el descubrimiento de la planckiana que emite nuestro universo. Será

una descripción extensa ya que tomará en cuenta a los protagonistas de esta historia. En

1965 dos astrónomos estadounidenses que trabajaban en una compañía de teléfonos, Arno

Penzias y Robert Wilson instalaron una antena para radiocomunicaciones. Cuando la

probaron para cerciorarse que todo estuviera en orden, se dieron cuenta de que siempre

recibían una señal, no lograban detectar de donde provenía, no localizaban la fuente puntual

que la produjera. La deseaban eliminar, pues de otra manera produciría ruido que afectaría

sus comunicaciones. Pasaron varios meses y la señal seguía estando allí. Incluso creyeron

que por algún efecto extraño el excremento de las palomas era el responsable del ruido, y

ellos mismos lavaron con grandes cepillos la antena, y nada, la señal continuaba. Penzias le

platicó el misterio a Peebles y este cosmólogo, sin pensarlo dos veces les dijo que la antena

estaba recibiendo la radiación fósil del universo. Le explicó que cuando el cosmos se formó

todos los átomos estaban ionizados, los núcleos estaban desprovistos de electrones. Cuando

se combinaron por primera vez, es decir cuando cada núcleo atómico capturó sus

electrones emitió radiación, fue la primera vez que se formaron átomos de hidrógeno como

tales, con un núcleo rodeado de un electrón. La temperatura del universo de entonces era de

3 000 ºK, como comparación la de la superficie del sol es de 5 800 ºK. Además fue cuando

el universo se volvió transparente. Pensemos en el interior del sol, los fotones están

rebotando de un átomo a otro ya que es opaco. Solo vemos los fotones que salen de la

superficie. Pues los primeros átomos en recorrer el universo al fin transparente, fueron los

de la radiación de fondo. Los fotones eran de energías elevadas, pero debido a la expansión

cósmica lo que se detecta en la tierra son fotones de radio, es decir de poca energía. Debido

a la expansión cósmica la longitud de onda de los fotones aumentó. La radiación fósil se

produjo cuando la edad del universo era de 380 000 años.

Figura. Penzias y Wilson con su antena. (NPR)

Cuando está radiación se descubrió en 1965 se conocía el modelo de la gran explosión

pero no se tenía la certeza de que fuera la mejor manera de explicar el origen y la evolución

del cosmos. El modelo que para algunos parecía más razonable era el del estado

estacionario. Proponía que el universo siempre es igual, en todos lados, que aun cuando se

expande hay creación continua de materia que reemplaza la que se diluye. Incluso el

nombre gran explosión fue una broma de uno de los detractores del modelo de la gran

explosión.

En general en la astronomía los errores en las mediciones son considerables. Sin embargo

en el caso de la radiación de fondo se trata de una planckiana casi perfecta. La diferencia

entre la curva teórica y la observada es menor que los errores de observación.

Alfer, Bethe y Gamov – cuya sonoridad sugerente, recuerda las tres primeras letras del

alfabeto griego – escribieron el primer artículo teórico donde se predice la existencia de la

radiación de fondo del universo, está fechado en 1948. George Gamov le pidió a su

entonces estudiante Ralph Alfer que calculara la proporción de elementos químicos de la

tabla periódica para ver si se habían generado durante la Gran Explosión. Es decir como la

energía primigénea formó protones, neutrones y electrones y a partir de ellos todos

elementos de la tabla periódica. Llegaron a la conclusión de que debido a la expansión

cósmica, solo se podrían haber formado el hidrógeno y el helio, los demás se tuvieron que

crear mediante otros procesos que ahora sabemos se producen en el interior de las estrellas

durante su evolución. Gamov sin consultar a Bethe lo incluyó en el artículo, por el gusto de

que se llamara Cabe mencionar que Bethe años después obtuvo el premio Nobel de

física.

Gamov se acercó a algunos ingenieros para pedirles que apuntaran sus antenas hacia el

cielo para medir la radiación de fondo del universo, no lo hicieron porque su equipo no

podía medir una señal tan débil como la que midieron Penzias y Wilson casi veinte años

después, gracias al avance en la electrónica. Así que el artículo de se olvidó.

Cuando Penzias habló con Peebles, este volvió a realizar los cálculos sobre la radiación de

fondo que detectó la antena y comprobó la idea de que se trataba del vestigio de la gran

explosión. Por fortuna fue alertado del cálculo anterior realizado por y lo citó en su

obra.

En una recopilación reciente a cargo entre otras personas de Peebles sobre la gran

explosión, aparece una referencia a Manuel Peimbert donde se destaca como determinó en

1968 la temperatura de la radiación fósil de universo utilizando las líneas espectrales que

emite la molécula de CN. Es más, Manuel Peimbert y sus colaboradores midieron la

abundancia del helio en la nebulosa planetaria M15 y descubrieron que la sobreabundancia,

respecto del Sol, podía explicarse si fue producto de la nucleosíntesis durante la gran

explosión.