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Descubriendo el Sol (Sin enviar misiones espaciales).




Gustav Kirchhoff (1824-87) padre de la espectroscopía moderna. Tal vez también sea un viejo conocido para aquellos que trabajan con circuitos.

ADVERTENCIA: Esta serie trata de la historia de la astronomía así que NO todo lo que se relata en esta historia es lo aceptado actualmente. Si lo que sabes de astronomía es contradictorio con lo que decimos aquí, es normal. Algunas cosas se descubrieron después del tiempo en que se relata cada artículo y ya habrá espacio en la serie para hablar de ellas.

En el anterior artículo nos dimos cuenta de que la edad de la Tierra era, por lo menos, de unos mil millones de años, pero no podíamos decir lo mismo de los otros planetas o inclusive del propio Sol. De éste solamente sabíamos que generaba energía a costa de su masa pero, ¿quién podía decirnos cuál era su masa original? Si el Sol hubiese tenido, por ejemplo, el doble de su masa actual convirtiéndola contínuamente en energía, podría tener una edad de 1500 eones. Entonces, por lo tanto, podría seguir viviendo otros 1500 eones antes de desaparecer. Los mecanismos de conversión de masa en energía eran desconocidos para los científicos del naciente siglo XX, y más aún cuando no sabían qué elementos químicos hay en el Sol y las condiciones en las que existen. Claramente, fue una tarea formidable darnos cuenta de esas cosas.

Déjenme contarles la historia.

Pensemos un momento: ¿cómo podríamos determinar de qué está hecha una sustancia que se encuentra a casi 150.000.000 km?

Empezando el siglo XIX, soñar en una tarea como esa parecía ridículo. Incluso el reconocido filósofo francés Auguste Comte (1798-1857) clasificó a la composición de los cuerpos celestes como una de las cosas fuera de los límites del conocimiento humano. Pero el Sol no está completamente a 150 000 000 Km. Existe luz que sale de él, atraviesa el espacio y nos alcanza. A medida que avanzaba el siglo XIX, los científicos aprendieron a encontrar más y más información de la luz que venía del Sol. Déjenme regresar a la espectroscopía.

Técnica de registro del espectro de emisión de un gas. (Mc Graw Hill)

En 1859, el físico alemán Gustav Robert Kirchhoff (1824-87) y su colaborador, el químico alemán Robert Wilhelm Bunsen (1811-99) hicieron uno de los descubrimientos más importantes de la astronomía. Todo empezó cuando el señor Bunsen trabajaba en un mecanismo para calentar muestras de laboratorio, su conocido “mechero de Bunsen” (dispositivo que mezcla aire y gas para hacer una flama más caliente). En sus investigaciones, se dio cuenta de que al adicionar gases de diferentes materiales se obtenía una llama de diferente color, así que, en conjunto con Kirchhoff, empezaron un estudio cuidadoso de la luz que emiten los cuerpos al calentarse.

Newton había descubierto que la luz blanca podía separarse, utilizando un prisma, en luces de varios colores, y a este conjunto de colores lo llamó “espectro” (que significa “figura fantasmal”). Sin embargo las luces emitidas por gases calientes en su mayoría no eran blancas, así que estos hombres quisieron saber: ¿de qué colores estaban compuestas estas luces? ¿cómo sería su espectro?

Al hacer incidir la luz de los vapores calientes sobre prismas, se dieron cuenta de que producían un espectro consistente en una cantidad de lineas de colores bien diferenciadas sobre un fondo oscuro (como en la imagen de la derecha). Cada elemento, al calentarse, producía su propio patrón de lineas brillantes. El mismo patrón (o espectro de emisión, como es llamado actualmente), nunca era producido por dos elementos diferentes. De esta forma era posible usar los espectros de emisión como huellas dactilares y darse cuenta de la composición de un gas (o de cualquier material al que se haya vaporizado previamente) observando su espectro. Así nacía la técnica de la espectroscopía de emisión.

El año siquiente, estudiando el espectro de varios minerales,  detectaron líneas donde ningún otro elemento las había mostrado antes. Utilizando técnicas de análisis químico pudieron obtener muestras de dos nuevos elementos: el Cesio y el Rubidio, así llamados por las palabras latinas para “cielo azul” y “rojo” respectivamente, esto debido al color de las líneas que eran más apreciables en su espectro. Sin embargo, fueron más allá; trabajaron con la luz de un sólido incandescente (que produce luz blanca formando un espectro continuo) y pasaron su luz a través de muestras de vapor frío. Asombrosamente, ¡el vapor, frío, absorbía luz de la misma frecuencia que la que emitía cuando estaba caliente! Se obtenía entonces lo contrario: un espectro de todos los colores, pero con lineas negras que significaban una absorción de la luz de esa frecuencia por parte del gas. De esta forma, para detectar la composición de un vapor ya no era necesario calentarlo, sino simplemente hacer incidir sobre él luz blanca y observar qué frecuencias absorbía.

Al analizar el espectro producido por el Sol notaron que era un típico espectro de absorción. Así, pensaron que el centro del Sol podía comportarse como un sólido incandescente y que producía un espectro continuo, pero la luz de ciertas longitudes de onda, al atravesar la atmósfera solar (también caliente, pero no tanto como el centro) era absorbida por los elementos que la componían, por lo que lo que vemos en realidad son un montón de espectros de absorción superpuestos, todo dependía de los elementos que estuvieran presentes en el Sol.

Comparación del espectro de la luz solar con el espectro de absorción de los principales componentes solares. (autor)

Las lineas en un espectro de absorción son más intensas a medida que aumenta la cantidad del elemento en cuestion. Por lo tanto, no sólo era posible observar cuáles elementos están presentes en el Sol, sino también su cantidad. A diferencia de lo que pensaba Comte, sí era posible saber la composición de un objeto siempre que su luz fuera tan brillante como para poder determinar su espectro. Por ejemplo, en 1929 el astrónomo estadounidense Henry Norris Russell (1877-1957), luego de estudiar muy cuidadosamente el especto solar, llegó a la conclusión de que el Sol era extremadamente rico en Hidrógeno (calculó unas 3/5 partes de Hidrógeno), algo impensable debido a la rareza de ese elemento en la Tierra.

Una de las líneas más prominentes en el espectro solar (llamada “D” por Fraunhoffer) se atribuyó en un principio al Sodio, pero el resto de las lineas de éste no se encontraron con la misma intensidad, así que aceptarlo unánimemente ocasionaba cierto sinsabor. Un nuevo estudio del espectro llevó al astrónomo inglés Joseph Norman Lockyer (1836-1920) a sugerir que ciertas líneas desconocidas en el espectro del Sol debían pertenecer a un elemento desconocido, al que provisionalmente llamó Helio (del nombre griego del Sol). No fue hasta 1895 cuando pudo localizarse Helio en la Tierra por el químico escocés William Ramsay (1852-1916):[1] un análisis espectroscópico mostró que muchas de las líneas desconocidas del Sol correspondían, precisamente, a este nuevo elemento. Una de ellas hacía más intensa la línea D del Sodio.

Después del conocimiento de la composición del Sol (Hidrógeno principalmente, y un tanto de Helio, y los demás en cantidades infinitesimales), quedaban reducidas drásticamente el tipo de reacciones nucleares que podían ocurrir en el Sol para justificar su vasta producción de energía. La reacción debería involucrar Hidrógeno o tal vez Helio. Tal vez muchos de ustedes ya sepan la respuesta: la fusión nuclear que convierte Hidrógeno en Helio.[2] En este proceso se convierte en energía aproximadamente el 0,73% de la masa involucrada. Por tanto, si necesitamos que 4 600 000 toneladas de materia se conviertan en energía cada segundo de tal forma que el Sol emita la cantidad que emite (como dijimos en el anterior artículo), necesitaríamos una conversión de 630 000 000 toneladas de Hidrógeno en Helio cada segundo.

Ahora bien, si seguimos haciendo cuentas, la masa del Sol actualmente es de 2×10^27 tons. Si suponemos que el Sol nació únicamente con Hidrógeno, podemos calcular cuánto tiempo debió pasar para que tenga la proporcion Helio/Hidrógeno que actualmente tiene. Obtenemos 20 000 000 000 años (20 eones). Además, tardaría otros 90 eones más en consumir la  cantidad restante de Hidrógeno. Ahora bien, producir una reacción de fusión no es nada fácil. Aunque la fisión espontánea es algo diario en nuestro planeta, la fusión no es en absoluto común, así que el Hidrógeno en el Sol debería encontrarse en condiciones muy diferentes a la que se encuentra el Hidrógeno en nuestro planeta. ¿Podemos medir su temperatura? ¿Podemos medir su presión? La respuesta, nuevamente, no es nada trivial. Regresemos a la radiación electromagnética.[3]

Acero caliente. Vemos que el interior del recipiente es amarillo por ser mas caliente. A medida que el acero, fuera del recipiente, se va enfriando, se torna amarillo, naranja, rojo hasta volverse oscuro (En realidad emana radiación infrarroja que no podemos percibir con nuestros ojos desnudos).

Incluso un objeto tan frío como nuestro cuerpo está radiando energía (en forma de luz). El calor humano puede sentirse desde corta distancia. Sin embargo, la radiación que emanamos es de una longitud de onda muy larga y resulta invisible para nuestros ojos. En 1893, el físico alemán Wilhelm Wien (1864-1928) descubrió que el calentamiento de cualquier cuerpo modificaba la frecuencia de la luz que emite mayormente. Por ejemplo, si calentamos un trozo de Hierro empezará a producir radiación con longitudes de onda cada vez más cortas a medida que lo calentamos, hasta que éstas se hacen visibles y lo vemos “incandescer”: al principio rojo tenue, luego más amarillo, blanco y cada vez más blanco cuanto más caliente esté. Usando el color de los objetos calientes podemos hacer una estimación de su temperatura. Este principio es especialmente útil para medir, por ejemplo, la temperatura de una estrella. Observando nuestro Sol y aplicando la regla de Wien podemos darnos cuenta de que su superficie se encuentra a unos 6 000 °C. Con otras estrellas se puede hacer lo mismo: Sirio está a 10 000 °C y Alpha Crucis a 28 000 ºC. En pocas palabras, el Sol y las demás estrellas están tan calientes que, en su superficie, se podrían vaporizar todas las sustancias conocidas.[4] Sin embargo, para explicar la naturaleza de sus reacciones nucleares era necesario conocer su interior, tarea un poco más difícil.

Si la energía que produce el Sol se pierde en forma de radiación continuamente, es natural pensar que el interior es mucho más caliente y, por lo tanto, esperar que se comporte como un gas. Afortunadamente, las propiedades de los gases son las más simples, y rápidamente en la década de 1920-29 el problema de la estructura interior del Sol fue atacado por el astrónomo inglés Arthur Stanley Edddignton (1882-1944). Él imaginó que, debido a su gravedad, el Sol colapsaría como si fuese una simple bomba de gas. Ya habíamos visto que mientras un gas reduce su volumen se hace más caliente, pero cuanto más caliente está, más rápido se mueven sus moléculas, por lo que tienden a escapar más fácilmente. Finalmente esto se traduciría en un equilibrio (ni tan chico porque sería muy caliente, ni tan grande debido a las fuerzas gravitatorias). Así que, en 1926, calculó la temperatura a diferentes profundidades para llegar a un balance. La respuesta fue, como siempre, asombrosa: la temperatura del núcleo debería ser de 14 000 000 ºC (más de 2 000 veces la del exterior). Esta ingeniosa solución al problema daría razón de otro fenómeno que ya hemos conocido: la variabilidad de brillo de la estrella.

Supongan que una estrella empieza a contraerse por efectos gravitatorio. Llegará a un tamaño para el cual la fuerza de gravedad se compensa con los empujes “hacia afuera” debido a la temperatura. Sin embargo, por inercia seguirá contrayéndose, aunque cada vez más y más lento, y la temperatura será más y más grande hasta que llegará un momento en que el efecto es el contrario: la estrella empezará a expandirse por su temperatura, pasará por el equilibrio y entonces, por inercia, seguirá inflándose hasta que gane nuevamente la gravedad  y empiece a contraerse. Tomando en cuenta su tamaño y temperatura, el brillo de la estrella cambiará justo como se espera de las ya conocidas Cefeidas.

En definitiva, eran entonces extremas las condiciones en las que se encontraban los elementos en el Sol, por lo que la fusión del Hidrógeno debería ser posible sólo bajo ellas. El fenómeno de la fusión de Hidrógeno sería finalemente explicado por el genial físico estadounidense Hans Albrecht Bethe (1906-2005) haciendo posible la construcción de la bomba de Hidrógeno en 1951. Son tan extremas estas condiciones que aún hoy, cien años después, no se ha podido lograr en nuestro planeta, y los científicos creen que no se podrá en un futuro cercano, la producción de energía rentable por fusión de hidrógeno.

El conocimiento de la composición del Sol, sin embargo, tuvo un efecto colateral: hizo imposible la formación de planetas por la hipótesis del encuentro (que vimos en en el artículo anterior). En 1939, el astrónomo estadounidense Lyman Spitzer  (1914-1997) demostró elegantemente que la materia supercaliente de una estrella nunca podría condensarse en forma de planetas, sino que se dispersaría rápidamente hasta nuevamente ser reabsorbidas por alguna de las dos estrellas. Así que los astrónomos volvieron a imaginar la formación de planetas desde la nube de gas de Laplace. Sin embargo, ya se había aprendido sobre otros efectos, como los magnéticos y eléctricos, que podían sumarse al gravitatorio y dar cuenta de las perturbaciones necesarias para explicar la formación planetaria. De esta forma, en 1943, el astrónomo alemán Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007) sugirió que la nebulosa de Laplace no se movía como un todo, sino que poseía patrones de turbulencia que, a la larga, se convertirían en remolinos que harían chocar partículas entre sí, consiguiendo formar planetas. Los modelos fueron refinándose; en ellos trabajaron los astrónomos Fred Hoyle y Hannes Olof Gösta Alfvén, por ejemplo, hasta que aún hoy es un tema de gran investigación.

Ya se habían resuelto algunas dudas pero, como siempre, se generaban aún más. Según nuestra estimación rápida, teniendo en cuenta su actual proporción de Hidrógeno/Helio, el Sol tendría una edad de 20 eones mientras que la Tierra tiene una de 4,5 eones. Cifras indudablemente muy diferentes. ¿Dónde estaba el error? Si el Sol tuviera 4.5 eones tambien, entonces habría nacido con una apreciable cantidad de Helio. ¿De dónde venía? ¿O la razón era que el Sol consumió más Hidrógeno en el pasado? Espero responder cosas como ésas en el próximo artículo.

  1. Ganador del premio Nobel precisamente por este descubrimiento y el de otros gases nobles. Pero esa historia te la cuenta Pedro. []
  2. Para una comprensión más profunda de este tipo de proceso, pueden ir a la estupenda serie de Pedro. []
  3. Para nosotros, radiación electromagnética es un sinónimo de luz, pero en un sentido más amplio que vá más allá del espectro visible. []
  4. A presiones normales. []

Sobre el autor:

Antares (César Augusto Nieto)

Nací siendo un niño y así también moriré.
 

{ 4 } Comentarios

  1. Gravatar Facu | 10/12/2012 at 07:33 | Permalink

    Interesantísimo el artículo, me encantó!

  2. Gravatar Luis | 10/12/2012 at 12:22 | Permalink

    Muy interesante, enhorabuena.

  3. Gravatar Josala | 10/12/2012 at 07:24 | Permalink

    Muchas gracias por este fantástico nuevo artículo.

    Permíteme un comentario (dicho sea sin acritud) relativo al uso de los verbos reflexivos. Ya sabemos que la lectura asidua de textos en lengua inglesa da lugar a una cierta contaminación de los vicios (porque son vicios) de lenguaje que tiene esa gente. Una de las contaminaciones más feas, y tristemente hoy en dia cada vez más frecuente, es la transformación de verbos que son reflexivos de toda la vida, en transitivos. Cuando dice que ” el Sol colapsaría como si fuese una simple bomba de gas…” ¿a quién colapsaria? Supongo que querrás decir que el Sol se colapsaria. Desafortunadamente para el hermoso idioma castellano, estos vicios se estan extendiendo más que la gripe en invierno, y cada dia podemos oir en el Telediario que “España enfrenta una grave crisis” y lindezas semejantes, cuando lo correcto seria decir que “España afronta una grave crisis” o bien que “España se enfrenta a una grave crisis”.

    Perdona por el rollo, escrito con todo el cariño.

  4. Gravatar Cataclysm | 14/12/2012 at 08:16 | Permalink

    Una serie estupenda. Muy didáctica e interesante.

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