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12

feb

2013

ASTROFÍSICA (4): Fenómenos y su medición

41- Espacio y tiempo

En astrofísica, la medición del espacio y el tiempo resulta primordial como base de referencia para hacer cálculos de importancia. De hecho, ambas magnitudes están estrechamente ligadas desde la implantación del "año luz", como dimensión espacial. En 1976 se determinó un sistema internacional de constantes astronómicas (IAU) como marco de referencia común. Estas son algunas magnitudes de uso común en astrofísica:

La ciencia que estudia la ubicación de los astros en el firmamento y todo lo relacionado con distancias y posiciones, se denomina Astronomía de posición o Astrometría. En astronomía moderna, una vez resueltos los problemas que en la antigüedad planteaban los "tamaños", el dato más interesante es el de la distancia existente entre los cuerpos astrales.

 

Para calcular distancias, se utiliza entre otros sistemas, el paralaje, técnica de geometría aplicada que consiste en calcular proporciones partiendo de distancias ya conocidas, similar a una triangulación. Se aprovecha la diferencia de posición del observador en la Tierra a lo largo de medio año, consiguiendo así dos puntos de vista situados a 2 UA de distancia, desde los cuales se pueden observar dos posiciones subjetivas de un objeto lejano, lo que nos permitirá finalmente calcular distancias aproximadas (Ver Gráficos 1 y 2).

Para la triangulación (ver Gráfico 2) se utiliza el ángulo Tierra/Estrella/Sol, llamado "paralaje" ("p"), siendo "rs" la distancia Sol/Tierra y "r", la distancia a calcular. Dado que "rs" es mucho menor que "r", el ángulo "p" (en radianes) es muy pequeño, por lo que su tangente es casi igual a él, con lo que la fórmula es similar a p=rs/r donde conocemos que "rs" es 1 UA. Este método permite calcular distancias inferiores a 100 parsecs.

 

Para calcular distancias mayores, también puede usarse el método de las

"cefeidas", estrellas muy brillantes cuyos períodos de oscilación de sus radios son bien conocidos, así como la relación que guardan entre su período, color y su luminosidad, aplicándose la fórmula:

Siendo Mv = luminosidad absoluta en "v", P= período y C1, C2 y C3, constantes conocidas.

 

Finalmente, otros métodos utilizados son "la relación Tully-Fisher", que correlaciona la luminosidad absoluta con la anchura en 21 cm del espectro de radio de una galaxia espiral, bajo la fórmula M= C1 lg (W/sen i) + C2 , así como la Ley de Hubble, que calcula la distancia relacionándola con la velocidad a la que se aleja una galaxia.

42- El movimiento de los Astros

El movimiento de los astros está determinado fundamentalmente por el efecto de la gravedad y la inercia, ambos descritos en la mecánica clásica


La inercia resulta más patente en el espacio que en la propia Tierra, por la ausencia casi total de rozamiento y atmósfera (los cuerpos astrales no están inmersos en un flujo con propiedades de viscosidad que deban tenerse en cuenta). Por su parte, la gravedad ejerce su influencia desde una distancia casi infinita. 


TRASLACIÓN: Desplazamiento de un astro en la órbita gravitacional de otro. Por ejemplo, la Tierra realiza un movimiento de traslación alrededor del Sol, en una trayectoria elíptica de unos 930 millones de km. Al punto de la elipse donde la Tierra se encuentra más alejada del Sol se le conoce como "afelio", y al más cercano "perihelio".

ROTACIÓN: Giro de un cuerpo astral sobre sí mismo. La Tierra gira sobre sí misma en 23 horas, 56 min., 4 s. Si algunas partes del cuerpo giran a diferentes velocidades angulares por ser un objeto poco sólido, como una estrella, discos de polvo, planetas gaseosos, etc, su rotación resulta del tipo "Rotación Diferencial". Cuando el período de rotación coincide con el de traslación (como ocurre con la Luna alrededor de la Tierra), recibe el nombre de "Rotación Síncrona".

 

PRECESIÓN: Oscilación del eje de rotación de un astro como consecuencia del momento de fuerza del giro sobre sí mismo. En la Tierra, el período de precesión es algo menor de 26.000 años (período conocido como "año platónico")

 

NUTACIÓN: Oscilación de la altura media de un astro en relación a su plano de traslación, como consecuencia de la precesión. En la Tierra, la nutación media corresponde a una oscilación de unos 9 segundos de arco cada 18,6 años.

BAMBOLEO: Es una ligera oscilación del eje del astro que puede añadir algunos grados de inclinación a la precesión. En la Tierra, dicho bamboleo recibe el nombre de "Bamboleo de Chandler", el cuál añade unos 9 segundos de arco cada 433 días, y cuyas causas reales se desconocen.

Otras magnitudes y efectos relacionados con el movimiento y la velocidad:

 

VELOCIDAD ORBITAL (V orb.): Velocidad a la que un cuerpo realiza su

movimiento de traslación. Si la órbita fuera un círculo, su fórmula sería,

VELOCIDAD ANGULAR (ω):Velocidad a la que rota un cuerpo sobre sí mismo, medido en ángulos por unidad de tiempo.

 

PERÍODO ORBITAL: Tiempo que tarda un cuerpo en recorrer la órbita alrededor de otro.

43- Masa y Gravedad

La masa de las estrellas determina gran parte de las propiedades de las mismas debido a que la gravedad es, tal vez, la fuerza más influyente en el Universo. La gravedad interviene en todos los movimientos de los astros, en la luminosidad de las estrella, en la configuración de estas e incluso, en su propia naturaleza. Por ejemplo, el mecanismo de una estrella consiste en una lucha constante entre la gravedad que la comprime y las reacciones nucleares de su interior que la expanden. Incluso puede que la gravedad sea tan influyente como para curvar o deformar el propio espacio/tiempo, concepto fundamental en la formación del Universo.

 

Según la teoría de la relatividad de Einstein, la Gravedad no es más que una fuerza ficticia (similar a la fuerza centrífuga), esto es, que tiene la apariencia de ser real porque sus efectos son similares a una fuerza real, pero que en cierto modo sólo es la consecuencia de una "deformación" del espacio-tiempo. Sea como sea, esta fuerza ficticia puede ser medida con bastante precisión, hasta el punto de determinar con exactitud sus efectos.

He aquí algunos conceptos, magnitudes y propiedades de los astros, que dependen de la masa y la gravedad:

 

UNIDAD ASTRONÓMICA DE MASA: Es una medida de masa proporcional a la Masa del Sol, usada habitualmente para comparar las masas de otras estrellas. Masa del Sol= Mo = 1,98892 x 1030 kg.

MASA REDUCIDA: Es la relación existente entre las masas de dos astros,

equivalente al producto de ambas masas, dividido entre la suma de las dos. Se utiliza para resolver problemas derivados del movimiento de dos cuerpo que orbitan entre sí, simplificando los cálculos como si se tratara de un solo cuerpo que orbita alrededor del baricentro:


PARÁMETRO GRAVITACIONAL: Es el producto de la constante gravitacional, por la masa de un objeto. Se utiliza para relacionar el período orbital de un cuerpo y el radio de la órbita, bajo la fórmula simplificada de Parámetro Gravitacional

 

Pg = G x M = 4 π2r3 / T2

donde G= Cte. Gravitacional,, M= Masa,, r= Radio Orbital,, T= Período Orbital

 

BAMBOLEO DEL CENTRO DE MASAS: En 1995 se descubrió por primera vez un planeta extrasolar (Eridani B) midiendo las variaciones en la oscilación de una estrella, debidas a la influencia de una masa cercana que orbita a su alrededor. Cuando, en las inmediaciones de una estrella, orbita algún planeta masivo, la fuerza gravitacional de este influye tanto en su astro, que es capaz de variar el centro de masas del conjunto astro-planeta. Dicha oscilación puede medirse con gran precisión desde la Tierra, hasta calcular la masa del planeta y su distancia a la estrella, aún sin ser visto.


DILATACIÓN DEL ESPACIO TIEMPO: Es un efecto teórico postulado por Albert Einstein cuyas consecuencias aún a día de hoy se están experimentando y demostrando. En relatividad general, se calcula que el tiempo propio medido cerca de la superficie de un cuerpo de gran masa difiere del que podría calcularse a cierta distancia, como consecuencia de considerar que la dimensión espacio-temporal se ve deformada por la presencia de una masa grande: Si la gravedad deforma el espacio, también deforma el tiempo. Fue confirmado con una precisión bastante elevada en 1964 mediante el experimento de los físicos Pound y Rebka.

ONDAS GRAVITACIONALES: Fenómeno teórico consistente en las oscilaciones ondulatorias del espacio-tiempo, como consecuencia de la influencia de un campo gravitacional. Se supone que la fuerza gravitacional se trasmite a la misma velocidad que la luz (Experimento de O. Laudani), lo que refuerza la hipótesis de que la gravedad se comporta como una onda.

 

LÍMITES DE MASAS: Son medidas de masas de cuerpos celestes que marcan la diferencia entre determinados comportamientos, como por ejemplo, el límite de Chandrasekhar, que determina la masa máxima que puede tener una estrella fría estable, superada la cuál, colapsará para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro, o el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, similar al límite de Chandrasekhar, pero para una estrella enana blanca. Por su parte, el Límite de Roche determina la distancia máxima a la que un cuerpo se debe acercar a otro de mayor masa, para que su fuerza de cohesión gravitacional no sea superada por la fuerza de marea del cuerpo más masivo.

FUERZAS DE MAREA: Consecuencia de las variaciones de un campo gravitatorio debidas a diferencias en una órbita. Suelen provocar variación tanto en atmósferas, como en mares (mareas terrestres), e incluso en materia sólida. Con frecuencia se observan cuerpos cuya temperatura interna resulta muy elevada, no por la presencia de un núcleo caliente, sino por efecto de la energía derivada de las fuerzas de marea, como se supone que sucede en Encélado, uno de los satélites de Saturno.

 

44 – Campo Magnético

El Campo Magnético es una región del espacio donde se producen fenómenos magnéticos (fuerzas de atracción-repulsión magnética), estrechamente ligados a cargas eléctricas en movimiento (Leyes de Maxwell). La intensidad de dichos campos, depende fundamentalmente de la cantidad de cargas en movimiento y su velocidad. Gran parte de los cuerpos celestes disponen de un campo magnético más o menos medible (En el sistema solar, se da este fenómeno en el Sol, Mercurio, la Tierra, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y algunos satélites).

El Campo Magnético es importante para la Astrofísica, porque de su existencia se derivan otros fenómenos de interés. La región próxima a un astro donde actúa la fuerza de un Campo Magnético, se llama Magnetosfera y viene a ser como un escudo protector que puede desviar gran parte de las partículas energéticas que provienen del espacio (viento solar, radiaciones, etc…). También es responsable de las manchas solares, las auroras, e incluso de fenómenos galácticos menos conocidos como la dinámica y la evolución global de las galaxias.

 

Se supone que es producido por el movimiento diferencial de núcleos con alta concentración de metales ferromagnéticos y/o intensas corrientes convectivas de plasma. Puede, incluso, que no sólo los astros, sino también las galaxias, los cúmulos e incluso el mismo Universo, dispongan de un campo magnético que podría ser determinado por medio del estudio de radiaciones de fondo.

 

La intensidad de estos campos en una estrella, puede ser medido mediante el efecto Zeeman, por medio de espectropolarímetros.

45 – La Luz

La luz es el fenómeno que más información aporta acerca del Universo, por lo que se establece un concepto físico conocido como "Luminosidad" para determinar la intensidad lumínica radiada por un astro, con cuya información se pueden determinar otras magnitudes de interés, como distancia de una estrella, temperatura de superficie, etc. En Astrofísica, interesan sobretodo 3 particularidades de la luz: Luminosidad (L), Flujo (f) e Intensidad (I) La Luminosidad (L) es la cantidad de energía lumínica radiada por cada segundo y se define el concepto de "Flujo" (q), como la energía radiada por segundo y por centímetro cuadrado de superficie (conociéndose el Radio R del astro), quedando ambos conceptos relacionados con la expresión:


L = 4 π R2q

 

Obviamente, esta es la radiación que sale del astro, cuyo valor es inmensamente superior a la radiación de dicho astro que llega a la Tierra. La parte del flujo que, partiendo del astro, llega a la Tierra, se define como "Flujo en la Tierra" (f), que es la energía radiante que llega a nuestro planeta, por cada centímetro cuadrado y segundo. La relación entre ambos flujos, de acuerdo a la distancia entre el astro y la Tierra (r), guarda la siguiente proporción:

R2q = r2f

 

Y finalmente, en el caso de emisiones de luz no puntuales, resulta de interés el concepto de "Intensidad" (I), que es la energía radiante emitida por una región del astro, que puede ser observada desde la Tierra con un ángulo sólido de un segundo de arco al cuadrado, que se recibe en un centímetro cuadrado y en un segundo. Sumando la luz de todo lo observable, se obtiene el flujo total "f" que llega a la Tierra, bajo la relación


f = s IdS

ESPECTROS

El análisis del espectro de la luz (espectroscopía) dio sus primeros pasos con Isaac Newton, William Wollaston, Franunhofer y otros científicos. Partió con el descubrimiento de un fenómeno físico muy curioso: cuando la luz incidía sobre un prisma, su color blanco se descomponía en bandas bien definidas de múltiples colores (como el arco iris). Observando dichas bandas de colores con un microscopio, podían apreciarse de manera intercalada, varias líneas oscuras (líneas espectrales). Curiosamente, la disposición de dichas líneas oscuras dependía siempre del material del que estaba compuesta la fuente emisora de luz, o de su temperatura, de forma que si la luz observada, provenía por ejemplo, de un hierro incandescente, el dibujo del espectro de dicha luz era siempre el mismo, pero diferente de otras fuentes distintas. Franhofer confeccionó en 1817 la primera tabla de elementos derivada de la configuración del espectro de la luz solar según la

longitud de onda. Actualmente, la espectroscopía es la única herramienta que se dispone para determinar la composición de la materia estelar.

 

El fondo de tonalidades contínuas "arco iris" del espectro, se denomina "Espectro contínuo". Las líneas espectrales se producen como consecuencia de una interacción cuántica entre los átomos o moléculas de la fuente y los fotones. Cuando hay un exceso de fotones, se producen "líneas de emisión", y si hay carencia de fotones, se producen "líneas de absorción".

El flujo recibido en la Tierra, por unidad de frecuencia (fv), recibe el nombre de "espectro de la fuente". Sumando el flujo recibido en todas las frecuencias, obtenemos el flujo total, cuyo valor es

FOTOMETRÍA

Es la rama de la Astronomía que mide el brillo aparente de los astros. Fue

propuesto por primera vez en el S.II A.C. por Hiparco, quien definió cinco

"magnitudes" (m), que han ido ampliándose a lo largo de los siglos. Los astros más brillantes (como el Sol o Sirio), tienen una magnitud negativa ("m" del Sol = -25.6 ,, "m" de Sirio = -1.5), en tanto que los más débiles, tienen una magnitud positiva (Estrella Polar = +2.12 ,, Plutón = +13.6). Durante años, a la Estrella Vega se le adjudicaba una magnitud de 1.

 

La magnitud viene definida por una fórmula donde f= flujo recibido en la Tierra y f0 es una constante que define el "cero" de la escala:

Esta magnitud marca la luminosidad de un determinado astro, que puede ser mayor o menor en función del propio brillo del cuerpo, o de la distancia a la que se encuentra. Para que la distancia no influya en la magnitud, se utiliza la magnitud absoluta "M", definida como la magnitud que tendría un objeto si fuera situado a una distancia de 10 pc . Su fórmula sería:

En esta fórmula, "r" es la distancia en pársecs, conocida la cuál, se puede determinad "M", y viceversa. Se suelen utilizar diversos sistemas de filtros fotométricos, que amplían la información que puede desprenderse de las observaciones, siendo el más extendido el sistema UBV (extendido actualmente a los infrarrojos). La diferencia de las distintas magnitudes en determinados filtros, recibe el nombre de "índices de color", dato de gran interés porque el color suele estar directamente relacionado con la temperatura de la estrella y porque, salvo los defectos que ocasiona la atmósfera de la Tierra, el índice de color no depende de la distancia.

Algunos conceptos relacionados:

 

Luminosidad: es la potencia (cantidad de energía por unidad de tiempo) emitida en todas direcciones por un cuerpo celeste. La Luminosidad del Sol

es aproximadamente de 3.827 x 1026 W.

 

Albedo: es el porcentaje de radiación que una superficie refleja respecto a la radiación que recibe. El albedo medio de la Tierra es del 37-39% de la radiación que proviene del Sol.

 

Efecto Dopler y Ley de Hubble (Corrimiento de líneas espectrales hacia un

determinado color y relación de dichos corrimientos, en función de la distancia del astro y una constante)

 

Extinción y enrojecimiento:Parte de la luz que proviene de una estrella, se pierde o absorbe en el espacio, porque este no es completamente transparente (existe gas, polvo cósmico, etc…). Influye también la propia atmósfera de la Tierra quien, a su vez, modifica el color de la fuente. Se representa la extinción en magnitudes por unidad de distancia según la diferencia:

 

m-M=5 log r-5 + ar = 5 log r-5+A

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Comentarios: 1
  • #1

    Víctor Trujillo (lunes, 03 octubre 2016 20:23)

    Atendida la naturaleza dual de la luz, las leyes de la termodinámica, el tamaño desconocido del universo sin considerar los limites de de la teoría del big bang, la ley de Hubble, que tamaño tendría que tener el universo para que el efecto del corrimiento al rojo que se observa desde la tierra igual en todas direcciones fuese inducido por la fuerza de gravedad de este?; hago esta consulta, porque la última definición colocaría a la tierra en un lugar cercano al centro del universo y eso no tiene asidero en las observaciones