Regístrate | Conectar
El Tamiz Libros Recursos Series Únete 4 Users Online
Skip to content

Biografía del Universo 23: Mirando en el campo profundo




poco más de 200 millones de años desde el inicio

En la entrada anterior de esta serie sobre el Universo estuvimos hablado de cómo la materia se iba ordenando en el mundo sombrío que dejó la recombinación. Casi toda la bariónica consistía en un gas de átomos neutros de hidrógeno y helio, doce del primero por cada uno del otro. Podemos afirmar que en los primeros momentos de aquella época el universo debía ser como un mundo de ciegos. Fue en esta tenebrosa vaciedad carente de referencias donde la materia oscura iba imponiendo su poder gravitatorio sobre la bariónica, proceso por el que esta masa se fue concentrando selectivamente, dando lugar a las primeras galaxias, incubadoras de las primeras estrellas. La más antigua conocida es GN-z11 que se encuentra en la constelación de la Osa Mayor y que ya lucía a unos 13.400 millones de años luz de nosotros, es decir, 400 tras el Big Bang.

Con tanta palabra, no nos olvidemos de lo que estamos hablando. Datos infrarrojos del campo profundo de Hubble tomados con la Wide Field Camera 3 (WFC3). Los colores se han asignado de forma artificial siguiendo un patrón de longitudes de onda infrarroja (Wikimedia, NASA, dominio público).

Los puntos más densos habían comenzado a sujetar el colapso gravitatorio de la masa en el que habían caído. La gran temperatura que se iba alcanzando hacía que las nubes de gases emitieran por radiación fotones en el campo infrarrojo. Poco a poco el colapso se fue desacelerando, contenido por la creciente presión, hasta que se llegó a un extremo en que los mismos procesos de presión y compactación cebaron, en lo que serían las primeras estrellas, la fusión del abundante y casi único elemento por entonces, el hidrógeno neutro.[1] Cada dos núcleos de hidrógeno, que se transformaban tras un complejo proceso[2] en un átomo de helio, liberaban una cantidad ingente de masa en forma de energía y materia, unas partículas superenergéticas -entre otras, los fotones de radiación gamma- consecuencia de las reacciones de fusión. Así, con el fuego nuclear de estas incipientes estrellas se fue recuperando la vieja energía que nos había regalado el campo inflatón, aquella que con el paso de los años se había ido transmutando en partículas y fuerzas. Lo mismo pasa hoy en día en el interior de nuestro Sol, en donde la temperatura alcanza cotas asombrosas: casi 15×106K. La aburrida radiación electromagnética de fondo -menos de 1 eV- de aquel entonces se animó con nuevos vecinos, entre otros estos fotones en el espectro ultravioleta, casi rayos X, que podían arrastrar energías de más de 100 eV.

Espectro electromagnético en el que se han resaltado las frecuencias de nuestros principales ventiladores cósmicos (Imagen modificada de “Astronomy Today”, figura 3.8, Eric Chaisson y Steve Mc Millan, fair use)

Llegado el momento del teórico encendido de las primeras estrellas, el momento de la primera luz en el Universo, voy a proponer un alto en la descripción del devenir de nuestra historia e introducir una entrada más teórica para intentar explicar cómo nos asomamos al riquísimo océano de información que lleva incorporada. Los modelos computacionales son una de nuestras más grandes y esclarecedoras herramientas, sobre todo tras el desarrollo tecnológico que nos ha brindado capacidades de procesamiento inimaginables con los que nos acercamos a manejar la voluminosa información que encierran los procesos cósmicos. Con ellos recreamos con gran detalle lo que pudo ser, gracias a ellos casi podemos ver en nuestras pantallas y listados al Universo real y, sin lugar a dudas, nos dan una gran seguridad si lo que modelan los programas se ajusta a lo que observamos. Y observamos con la gran herramienta “histórica” de análisis de los astros del cielo, la espectroscopia de la luz,[3] muy potenciada por la tecnología actual que nos permite llegar a analizar frecuencias más allá de las del campo visible. Veamos en qué consiste.

Cualquier emisor de luz -fotones- no lo hace solamente en una frecuencia, sino de acuerdo a una distribución de ellas que se ajusta a un determinado patrón. Por ejemplo, lo que llamamos radiación de un cuerpo negro sigue un patrón de frecuencias a la que llamamos emisión en continuo, que dibuja una frecuencia preferida -un máximo- que depende de la temperatura del emisor. La curva anterior refleja precisamente este fenómeno: si fuera el caso de que representara las emisiones de una estrella que tiene gran temperatura, ésta se orienta más hacia las frecuencias más próximas al azul que si es más fría, con preferencia a las frecuencias del rojo. Nuestro Sol es una de estas últimas, y su espectro se aproxima a la curva más plana. De todas formas, así emiten la luz las estrellas o el resto de cuerpos cósmicos, ya sean cuásares, galaxias o nubes de gas, que a través de sus espectros nos proponen una gran cantidad de información.

Gráfica que muestra el espectro de cuerpo negro emitido por tres cuerpos a distinta temperatura (4500K, 6000K y 7500K). El pico de la emisión, λmax, ocurre a distintas longitudes de onda en función de la temperatura (Imagen de la red, fair use)

Aunque hayamos dicho que al espectro luminoso se le conoce como emisión en continuo, este proceso no es exactamente así de “continuo” en la naturaleza. La materia de cada cuerpo emisor de luz tiene una determinada composición mezcla de átomos. Cada uno de ellos tiene su particular distribución de orbitales electrónicos, cada uno con una determinada energía y no otra, puesto que está condicionada por las reglas de la cuántica. Sus electrones pueden ser excitados al interaccionar con fotones de forma que “absorben” parte o toda su energía permitiéndoles dar el salto cuántico desde su nivel orbital a otro de mayor energía. Con el tiempo esos electrones excitados vuelven a sus órbitas naturales emitiendo un fotón de energía, frecuencia, igual a la diferencial entre ambas órbitas. De forma que si medimos la luz que emite veremos cómo se concentra en esas frecuencias tan específicas. Lo podemos ver en la imagen siguiente en donde se muestra los espectros de emisión del sodio y del hidrógeno.

Esa especie de “selección” de frecuencias la podemos encontrar también en los espectros de las estrellas. Como hemos comentado un poco más arriba el espectro de su luz es continuo, el de un cuerpo negro, pero presenta una serie de bandas negras que corresponde al fenómeno inverso de la absorción. Los electrones de los propios átomos de la estrella absorben la luz del continuo en aquellas frecuencias que coinciden con la de los niveles energéticos de esos átomos. El espectro de la luz de la estrella presenta unas franjas negras, precisamente en esas frecuencias características. Un ejemplo queda reflejado en la imagen anterior que corresponde al Sol. Con ello podemos saber la composición del plasma estelar. Ese patrón, conocido como espectro de absorción, es casi el carné de identidad de cada estrella.

En esta imagen se puede ver el espectro de absorción del Sol comparado con los espectros de emisión del sodio y el hidrógeno, elementos que están en el propio Sol. Podemos ver cómo las barras características de los dos elementos coinciden con las barras negras en el Sol, como no puede ser de otra manera

También se produce un patrón de absorciones cuando la luz de la estrella en su camino hacia el observador se cruza con una nube de gas y polvo. En ese caso los elementos dentro de la nube se encargan de absorber frecuencias de la luz de la estrella según los niveles energéticos de los átomos del gas, lo que nos permitirá saber cuál es la composición química de la nube.

Las líneas de absorción de los espectros las podemos ver en los diagramas de colores que hemos presentado más arriba, o bien dibujando en vertical la intensidad de las líneas sobre un eje que representa el espectro continuo de longitudes de onda, lo que nos da otra visión del espectro, como podemos ver en el diagrama anterior. Los picos serían las franjas luminosas de emisión y los pozos las negras de absorción. Además aporta una visión más clara de las vicisitudes sufridas por la luz emitida en la lejanía del tiempo y espacio y que llega ahora a nuestros espectrómetros. Veremos el alcance de ello a lo largo de toda esta serie.

Espectro de un cuásar que se encuentra en un corrimiento al rojo de z= 2,406 (Imagen: ”The Quasar Absorption Line Group” de la New Mexico State University, fair use)

Después de lo expuesto en los párrafos anteriores creo que no habrá dudas acerca de la potencia de la espectroscopia para determinar la composición de los objetos del Universo. Por otro lado, y aunque repita un poco lo dicho más arriba, quiero enfatizar también que esta técnica nos permite además conocer la temperatura de esos objetos cósmicos, lo que se consigue analizando la curva de emisión de su espectro, la cual correlaciona las frecuencias con la intensidad de cada una de ellas. Como podemos ver en la figura del inicio de esta entrada que representa el espectro de cuerpo negro para tres emisores, la forma de estas curvas dependen de la temperatura del emisor: a mayor temperatura, mayor energía y, por tanto, una frecuencia moda[4] virada hacia las frecuencia menores, hacia el azul. Igualmente podemos determinar que para temperaturas bajas la frecuencia dominante se situará en los intervalos sesgados al rojo. Con los datos del espectro podemos dibujar la curva de emisiones, lo que nos va a permitir calcular la temperatura de una lejana estrella o una nube de gas o el disco de caída de materia en un agujero negro.

No se acaban aquí las bondades  que los astrónomos encuentran en la espectroscopia. Lo vamos a ver al dar un paso más en la teoría, un paso que nos va a llevar de la mano hasta otro subproducto fantástico de la espectroscopia. A partir de este momento en nuestro relato saldrá profusamente un concepto que se conoce como el “corrimiento al rojo”.[5] No es algo misterioso o con tintes gore, o que manifieste unas determinadas preferencias ideológicas. Simplemente hace referencia a que la radiación emitida desde más lejos -tiempo y distancia es lo mismo- hasta llegar a nosotros los observadores, habrá tenido que recorrer durante más tiempo a la velocidad de la luz el tejido de un universo que se va expandiendo. Debido a esta expansión del tejido espaciotemporal que soporte la onda de los fotones,  su longitud también se habrá estirado, de forma que cuanto más alejado esté el punto emisor, más amplia se habrá hecho la onda. Esto tiene su consecuencia visible cuando analizamos los espectros de frecuencia de la luz que nos viene desde un determinado punto.

Si el cuerpo está junto a nosotros el espectro coincidirá con el teórico. Por ejemplo, la longitud de onda de sus fotones azules que observamos en el espectro medido estará en el entorno de los 470 nanómetros, que es la que corresponde a este tipo de color. Si este mismo objeto luminoso que emite en esta frecuencia azul está más lejos, cuando nos lleguen sus fotones tendrán una longitud de onda mayor, su onda se habrá estirado. Particularizando para el caso de que si desde que se emitió el fotón hasta que nos llegó, el Universo se ha expandido en un factor de 10, este fotón de salida azul lo veremos como un infrarrojo.[6] Esto les pasará indistintamente a las líneas oscuras de los espectros de absorción o a las brillantes de los espectros de emisión. Y en general, a medida que el cuerpo emisor -o absorbedor- se aleja, las ondas se alargan y, por tanto, todo el espectro parece como corrido hacia el espacio de las frecuencias del rojo, con longitudes de onda más largas. Cuanto más lejos está el emisor de la luz mayor será este desplazamiento hacia la frecuencia de los rojos, circunstancia que se cuantifica mediante un parámetro denominado precisamente corrimiento al rojo y se designa con la letra z, que es ni más ni menos que el cociente entre la cantidad de corrimiento de la frecuencia particular y la longitud de onda “limpia”. Lo entenderemos mejor ayudados por la imagen de abajo.

Las flechas indican el corrimiento al rojo experimentado por la luz del foco de emisión (Wikimedia: CC BY-SA 3.0) 

En ella se ven dos espectros de absorción. El de arriba corresponde al que medimos del Sol y abajo al que medimos de una lejana galaxia en donde reconocemos líneas de absorción parejas a las de nuestro astro. No es de extrañar ya que la química de las estrellas es muy parecida en todas partes. Resalta claramente que las líneas de la lejana galaxia nos llegan con las frecuencias corridas hacia el color rojo -la base está en el cercano Sol- resultado de la larga cabalgada sobre el tejido en expansión del Universo desde que salió la luz. En la imagen se ha representado una fórmula que es ni más ni menos lo que dijimos en el párrafo anterior: z es igual al cociente entre la cantidad de corrimiento y la longitud de onda “limpia”

z = (λAB) / λA

o bien                                                                      λB / λA = 1-z

siendo λ la longitud de onda del fotón recibido.

El corrimiento al rojo y su parámetro z se utiliza también para medir distancias en nuestro universo. A mayor z más alejado y a menor z más próximo, según la siguiente relación aproximada para z’s menores que 1:

D = c . z / H

siendo D la distancia, c la velocidad de la luz y H la constante de Hubble.[7] Con el espectro determinamos z, y con z determinamos la distancia D. La z de nuestra era es 0 como corresponde a la definición de “cociente entre la cantidad de corrimiento y la longitud de onda limpia”.

También podemos determinar la velocidad con que se aleja de nosotros un foco de luz. La relación entre la frecuencia observada y la emitida tiene que ver con la relación entre la velocidad de separación entre fuente y observador, v, y la velocidad de la luz c, según la siguiente ecuación:

fobservada = femitida [(1 -v/c)/(1+v/c)]1/2

Conocida la relación z entre la frecuencia emitida y observada podemos conocer la velocidad con que se aleja o acerca a nosotros la fuente emisora de luz. Relación que nos la da la ecuación siguiente:

(fA/fB)2 = (λB / λA)2 = (1-z)2 = (1 + v/c) / (1 – v/c)

Esta misma circunstancia de corrimientos de frecuencias se produce en cualquier tipo de movimiento de masas emisoras de luz, aunque es debida básicamente a otro tipo de fenómeno físico[8] conocido como efecto Doppler,[9] y que detectaremos con nuestros espectroscopios. Y todo ello nos va a permitir saber direcciones y velocidades de estos movimientos. Así, por ejemplo, podremos detectar cómo gira una galaxia espiral, ya que la luz de un extremo, supongamos que es la que emite el brazo de la galaxia que se aproxima a nosotros, estará corrida al azul, mientras que la del otro extremo de la galaxia, que se aleja, estará corrido al rojo. Y esto es aplicable de una forma general al movimiento de estrellas, galaxias, cúmulos… y otros objetos cósmicos emisores de luz.

Composiciones, temperaturas, distancias, velocidades… todo un cuerpo de conocimiento que nos ha desvelado la mayor parte de lo que sabemos de nuestro Cosmos.

El potencial de la tecnología actual nos permite “ver” las estructuras del Cosmos con ojos que no son los habituales, nuestros ojos biológicos que sólo interpretan las frecuencias visuales, entre 700 y 400 nanómetros como vimos en una figura al inicio de este capítulo. Y no solo eso. Como veremos en el 28 las galaxias, además de albergar a las estrellas, están permeadas por el medio interestelar, MIE compuesto por gas (iones, átomos y moléculas, principalmente de hidrógeno) y polvo. El polvo interestelar se encuentra formando grumos de átomos y moléculas, incluso minerales refractarios más grandes, que se condensaron cuando la materia abandonó el cuerpo de las estrellas empujada por sus vientos o por las ondas de presión tras la explosión de una supernova. El tamaño de esos componentes es muy decisivo ya que pueden llegar a bloquearnos el paso de la luz que viene de un foco posterior. Átomos y moléculas tienen un tamaño del orden de los 10-9/10-10 metros mientras que las partículas más pequeñas de polvo son de unos 10-7 metros. El polvo interestelar, al estar formado por grupos de átomos y moléculas, es más complejo que un remolino de partículas simples en un gas. Como una regla aproximada podemos recordar que cualquier fotón con una longitud de onda inferior al “cuerpo” que se le oponga quedará oscurecida. Y, al contrario, si la longitud de onda del fotón es mayor que el obstáculo, el fotón pasará.

El gas apenas pone dificultades a los fotones: la longitud de onda en el espectro visible ronda los 10-6metros por lo que nuestra regla del palmo nos dice “paso libre”. Cosa que evidente no sucede con el polvo que presenta al fotón una superficie mayor. Pero hay métodos para salvar el escollo: deberemos buscar observar fotones que tengan una longitud de onda mayor que el tamaño del polvo. Nuestro gráfico de inicio de capítulo nos dice que “mirando” con instrumental que detecte rayos infrarrojos, microondas u ondas de radio tendremos el problema resuelto.

Fijémonos en las frecuencias de radio cuyas longitudes de onda son del orden de los centímetros de amplitud. Estamos hablando por tanto de fotones de baja energía. En el hidrógeno neutro los espines de su protón y del electrón situado en la capa s1, la más próxima al protón del núcleo,[10] pueden estar orientados en la misma dirección o contrapuestos. Esta segunda arquitectura es más energética siendo el escalón de energía entre ambas configuraciones de 5,9×10-6 eV: el electrón decae desde esta configuración a la menos energética va a emitir un fotón con una longitud de onda de 21 centímetros.

Esquema de un átomo de hidrógeno que explica lo dicho en el texto acerca de las emisiones en 21 centímetros (Imagen extraída del blog Hyperphysics, fair use)

La importancia de estos fotones es que son resultado del decaimiento del hidrógeno. Y el hidrógeno supone el 75% de la materia bariónica del Universo. Bien es cierto que la disposición excitada de espines paralelos es súper estable ya que su vida media es de unos 10 millones de años. Pero es que hay mucho hidrógeno y, por tanto, la señal a 21 cm es abundante. Su observación no es como en el rango visible, sino que lo que obtenemos con los radiotelescopios es el espectro de absorción/emisión de esa línea de frecuencia en cada uno de los puntos del objeto que estamos observando y que luego podremos “visualizar” adaptando coloración a sus variaciones.

Ejemplos reales de la línea espectral 21 cm, a la izquierda, y como no es solo una línea, sino que contiene mucho detalle (Imágenes de Cartografiado HIPASS / CSIRO / ATNF.NRAO, y Haynes et al. (1998), AJ, 115, 62, fair use)

Mediante las observación de esos fotones, gracias a la ventaja que supone el ser transparentes a las nubes de polvo, podemos “ver” el gas difuso y frío del Cosmos lo que, no tan sólo han revolucionado los conocimientos de nuestra galaxia, sino que ha cambiado de forma radical nuestro conocimiento de las galaxias y su entorno en general. Realmente los 21 cm nos permiten ver la realidad tal como es… pero con ojos de alienígena.[11]

Como se ve en el espectro de la figura de arriba, a la izquierda, la línea espectral 21 cm, 1420 MHz, se distribuye en una banda más o menos ancha alrededor de la frecuencia principal. No sólo el desplazamiento al rojo (en este caso al azul) nos dice la velocidad con que se aleja o acerca a nosotros, sino que también por integración de todo el flujo en el ancho de la línea podemos conocer la cantidad de hidrógeno en el gas de la galaxia. Otra curiosidad: los dos “cuernos” a derecha e izquierda de la línea en el espectro derecho indica que la galaxia está en rotación, siendo el ancho de la línea el doble de la velocidad de rotación. Sólo es una muestra.[12]

En ese punto encaja una imagen espectacular que corresponde a la Vía Láctea observando en los 21 centímetros del hidrógeno atómico traducido a una paleta de colores. Los colores azules indican gas que se acerca al observador, mientras que los colores verdosos corresponden a gas que se aleja.

Mapa del cielo observando en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico (Crédito: Benjamin Winkel & the HI4PI Collaboration, fair use)

En el ecuador vemos la Vía Láctea, mientras que el centro de nuestra Galaxia corresponde al amasijo de gas brillante verdosos hacia la derecha.No sólo se puede apreciar la misma rotación de la Vía Láctea por comparación de sus zonas azules o verdes, sino que también se pueden ver estructuras más complicadas: filamentos, burbujas, grumos, huecos, capas de gas, que narran la dinámica evolución de nuestra galaxia. Aparecen nubes de gas difusas en colores violetas y amarillos indicadores de altas velocidades. Estas “nubes de alta velocidad” corresponden a corrientes de gas que está cayendo o saliendo expulsado de la Vía Láctea (como, por ejemplo, las galaxias enanas satélite de la Vía Láctea, las Nubes de Magallanes, abajo a la derecha, en colores naranjas).[13]

Evidentemente no se acaba con acaban aquí las bondades de los fotones 21 cm, el potencial es mucho mayor. Pensemos que están íntimamente relacionados con el hidrógeno neutro y que apenas el Universo es opaco a ellos. El hidrógeno más primitivo es el de la recombinación y sus fotones 21 cm nos están llegando con una longitud de onda superior a los dos metros. Y SÍ, ese tipo de fotones nos ayudan a ver a su población y a todo lo que le pasó en su largo camino hacia nosotros desde entonces, desvelando los “cuándos” de las distintas fases de la biografía del Universo. No voy a entrar en detalles en este momento ya que desarrollaré el tema en el 26 cuando realmente profundice en el proceso de la reionización.

Pero va siendo hora de acabar. He encabezado esta entrada como “Mirando en el campo profundo“, aunque después de haber escrito lo que he escrito pienso que quizás realmente debería haberla llamado “El cebado de las estrellas nos lleva de la mano a hablar de la espectrometría“. Me diréis… de acuerdo, sí, realmente esto de los espectros de la luz es algo muy curioso y valioso, nos has convencido, pero… venga, deja de dar la brasa y vamos ya a la historia del Universo. Tenéis razón, pero… y yo también aporto un pero… es que sin la espectrometría de la luz ahora mismo estaríamos en los tiempos de Newton, viendo cómo orbitan los cuerpos celestes en un cosmos que no llega más allá de la Vía Láctea. La espectrometría ha sido nuestro brazo derecho, el izquierdo y si me apuráis, también una pierna. Así que repetid conmigo ¡Viva la espectrometría y el que la inventó! ¿Newton, con su famoso prisma?

Dichas estas alharacas, ya no se puede decir más por hoy. Así que lo dejamos para la siguiente entrada, en la que hablaremos de un nuevo proceso cósmico que conocemos como la reionización, y de cómo se pueden utilizar las técnicas explicadas en esta entrada para buscar sus límites temporales, así como para determinar la geometría y distribución de las grandes estructuras de nebulosas, gases y polvo repartidas por el vacío del Universo. Nos leemos.

  1. La fusión es el proceso por el que varios núcleos atómicos se unen y forman un núcleo más pesado. Para ello tienen que contrarrestar el rechazo electrostático que generan las cargas positivas de los dos núcleos para que pueda intervenir la fuerza nuclear fuerte y fusionarlos. Eso se puede conseguir en entornos con grandes presiones que generan altas temperaturas, las cuales son capaces de “empujar” a ambos núcleos hasta posiciones de fusión. Normalmente, para elementos menos pesado que el hierro la energía por nucleón -protón o neutrón- resultante es menor a la que tenían los de los dos núcleos antes de la fusión, y este exceso de energía es liberado en parte en forma de fotones de alta energía. Esto es lo que sucede dentro de las estrellas, donde los sucesivos choques que experimentan estos fotones hasta conseguir situarse en la superficie del astro hace que pierdan energía. Ésta es la causa por la que en nuestro Sol detectamos fotones menos energéticos en el espectro de ultravioleta, en el visible o el infrarrojo. []
  2. Podéis consultarlo en esta entrada del blog El Tamiz, una de las de la serie “La vida privada de las estrellas”. []
  3. Etimológicamente espectroscopia significa “observación del espectro”. No deja de ser más que las técnicas de medida y el estudio de la luz en todo el alcance de sus posibles frecuencias. []
  4. En estadística la moda es el valor con mayor frecuencia en una distribución de datos. []
  5. De hecho, ya lo hemos sacado a escena un montón de veces. []
  6. De acuerdo a la fórmula que relaciona longitud de onda y corrimiento al rojo, z = observada – λemitida] / λemitida , podremos calcular la observada, que será: (1+z) λemitida = 11 x 470 = 5.170 nm. []
  7. Realmente la relación más exacta la define la siguiente ecuación, en la que se introduce un factor q relacionado con la aceleración de la expansión del Universo: D ≈ c [2z-(1+q).z2]/[2H (1+z)]. []
  8. Hay algunos cosmólogos y astrónomos que equiparan ambos fenómenos. Mi opinión es que aunque por la expansión del Universo pudiera parecer que los cuerpos se separan, por lo que se produciría una extensión de las frecuencias en esta separación, realmente esto no sucedería si no hubiera expansión del tejido soporte, con lo que no habría corrimiento al rojo. []
  9. El efecto Doppler es el cambio de frecuencia aparente de una onda producida por el movimiento relativo de la fuente respecto a su observador. Aunque considero que es de sobras conocido -cómo cambia el sonido del coche de carreras que viene y nos sobrepasa- para saber más de él podéis acudir a esta entrada de Wikipedia. []
  10. En este enlace obtendréis información de la estructura atómica. []
  11. El espectro visible es la región del espectro electromagnético que el ojo humano es capaz de percibir. A la radiación electromagnética en este rango de longitudes de onda se le llama luz visible o simplemente luz. No hay límites exactos en el espectro visible: el ojo humano típico responderá a longitudes de onda de 380 a 750 nm, aunque en casos excepcionales algunas personas pueden ser capaces de percibir longitudes de onda desde 310 hasta 1.050 nm. []
  12. En este enlace podéis tener una fantástica información acerca de la radioastronomía usando las emisiones del hidrógeno neutro de 21 cm de longitud de onda. “La emisión del hidrógeno neutro a 21 cm.Ángel López-Sánchez, 2017. Y cuatro publicaciones más encadenadas a ésta que es la primera. []
  13. Para mayor información podéis leer la siguiente publicación “HI4PI: A full-sky H i survey based on EBHIS and GASS”, figura 3, N. Ben Bekhti1 et al., Astronomy & Astrophysics, octubre 2016. []

Sobre el autor:

jreguart ( )

 

{ 15 } Comentarios

  1. Gravatar Franco | 06/01/2018 at 02:29 | Permalink

    leí un artículo acerca de las nubes de magallanes en el que se menciona el valor de la radioastronomía para obtener información en el espectro no visible de sus grandes nubes de polvo y gases “Aunque no emitan nada de luz visible, es posible ‘ver’ esas nubes gracias a la emisión en ondas de radio de los átomos de hidrógeno, para lo que se utilizan grandes radiotelescopios” . Jreguart , me acordé de ti en tu comentario : “la espectroscopia de la luz , muy potenciada por la tecnología actual que nos permite llegar a analizar frecuencias más allá de las del campo visible” . aquí el enlace , si a alguien le interesa ver como la astronomía avanza a pasos agigantados develando los secretos del cosmos http://www.elmundo.es/ciencia-y-salud/ciencia/2017/12/18/5a2ff930e2704e5b568b4604.html

  2. Gravatar jreguart | 06/01/2018 at 09:41 | Permalink

    Hola Franco,

    muchas gracias por el enlace. A mi también me gusta Rafael Bachiller. Suele escribir unos artículos muy interesantes.

    Que tengas un buen día de Reyes.

  3. Gravatar Rolo TB | 06/01/2018 at 06:57 | Permalink

    Me gustaría saber si es posible ver zonas completas del universo con las primeras galaxias .

  4. Gravatar jreguart | 06/01/2018 at 08:09 | Permalink

    Hola Rolo TB,

    hoy poseemos tecnología que nos permiten contemplar galaxias primitivas. Como el telescopio espacial Hubber que mira en frecuencias desde el ultravioleta al infrarrojo. O el telescopio espacial Chandra que mira en rayos-x y nos permite observar viejos cuasares y detectar agujeros negros en el centro de viejas galaxias. El Hubbel nos ha proporcionado imágenes sorprendentes del espacio profundo (el alejado en tiempo y espacio de nosotros) en donde las galaxias aparecen a miles, como si fuera un cardumen de peces en un arrecife. En la web tienes mucha información sobre la imágenes obtenidas. Yo te dejo este enlace para que puedas acceder rápidamente a una del Hubble: [https://es.wikipedia.org/wiki/Campo_Ultra_Profundo_del_Hubble#/media/File:HUDF.jpg] aunque en las próximas entradas de la serie saldrán algunas de las imágenes por las que te interesas.

    Un saludo.

  5. Gravatar Dino | 06/01/2018 at 09:32 | Permalink

    Yo encontré una noticia que trata sobre este tema y reza así su titular : “La proporción de estrellas masivas es mayor de lo que se pensaba” según lo que pude entender , este hallazgo puede cambiar lo que se sabía hasta el momento , y lo interesante es que está relacionado con ésta entrada de la Biografía del universo . Este es el enlace : http://www.eldiario.es/cultura/tecnologia/proporcion-estrellas-masivas-mayor-pensaba_0_725828076.html …. me gustaría tu opinión Jreguart . Y Gracias por el aporte y el entusiasmo que pones en la divulgación del conocimiento científico.

  6. Gravatar Omar Brañes | 06/01/2018 at 10:25 | Permalink

    Que bueno que estén en este tema de astronomía , me interesa saber como se distiguen las estrellas que ya no están de las que aún permanecen desde hace miles de millones de años , si muchas de las que ya desaparecieron por distintas razones su luz nos llega todavía? .

  7. Gravatar jreguart | 06/01/2018 at 10:53 | Permalink

    Hola Dino,

    gracias por el enlace a la interesante y novedosa noticia. He husmeado un poco y he visto que ha sido publicada en la revista Science del 5 de enero de 2018. Siempre el descubrimiento de algo que contradice a las creencias, en ese caso cosmológicas, es de celebrar ya que abre un campo nuevo para analizar y aprender.

    Me atrevo a dar mi opinión de un absoluto curioso y osado aficionado:

    1. Parece ser que en el Universo hay muy pocas estrellas masivas y menos aún en nuestro universo local.
    2. Se ha analizado sólamente la zona de la nebulosa Tarántula en la gran nube de Magallanes, por lo que el significado de la muestra habrá que tomarlo con las cautelas necesarias.
    3. En la reseña que me has enviado se dice: “Estudios anteriores sostenían que menos del 1 % de todas las estrellas nacen con masas que exceden diez veces la del Sol, pero la investigación ha desvelado que este porcentaje es ALGO MAYOR en el caso de las estrellas formadas en la región 30 Dorado.” ALGO MAYOR no parece muy impresionante, aunque a lo mejor para los astrofísicos ese algo es significativo. Ellos mismos dicen: “Nuestros resultados tienen consecuencias de gran alcance para la comprensión de nuestro cosmos: podría haber un 70 % más de supernovas, el triple de los rendimientos químicos y hacia cuatro veces la radiación ionizante de las poblaciones masivas de estrellas… la tasa de formación de agujeros negros podría incrementarse un 180 %…“. Lanzándome al abismo… pienso que si puede haber un 70% más de supernovas será que el indice 1% de antes pasará a 1,7% y si el rendimiento químico y la emisión de radiaciones son tres o cuatro veces de lo que se creía es que ese 70% más de estrellas masivas es que son aún más grandes de lo esperado. Sí, son variaciones importantes pero sobre la población estelar total (se cree que en el Universo observable hay del orden de 10*22 estrellas) yo creo que pasan desapercibidas.

    Sin mermar el evidente valor del estudio habrá que esperar y ver.

    Con esas cosas es fácil sentirse entusiasmado ¡gracias por tus amables palabras!

  8. Gravatar jreguart | 06/01/2018 at 11:12 | Permalink

    Hola Omar Brañes,

    con exactitud no se puede saber. Aunque me atrevo a proponer una regla del “dedo gordo” como decimos por España. Por el corrimiento al rojo que presenta la luz que vemos de una estrella podemos saber lo lejos que está de nosotros y por tanto cuanto tiempo a viajado esa luz que vemos hoy en la Tierra desde que se emitió por la estrella. Según su brillo y color dominante podemos colegir de que tipo de estrella se trata (diagrama Hertzsprung-Russell). Según el tipo de estrella de que se trate podemos suponer la edad que le queda de vida (por ejemplo, al Sol -tipo G y luminosidad V- le quedan como unos 5.000 millones de años), Si la edad que le queda de vida es menor que el tiempo que ha tardado el rayo de luz en llegarnos, casi que podríamos decir que esta estrella que estás viendo es ya un cadáver cósmico.

  9. Gravatar Fernando | 10/01/2018 at 12:09 | Permalink

    en naukas encontré un vídeo que me llamó la atención . y se titula : ” el universo fue de color naranja” . y yo creo que debió haber pasado por casi todos los colores del espectro electromagnético conforme se estiraban las ondas del CMB debido a la expansión del tejido espacial ; como ahora está en las microondas después vendrá el turno de los infrarrojo . ¿entonces por qué darle protagonismo al naranja? . además ¿pudo existir una civilización inteligente que hubiese visto el cielo nocturno en una longitud predominante en esa época del espectro visible ? considerando los tránsitos entre una fase y otra , me imagino a nivel de eones . aquí el enlace , es un nano resumen de lo escrito acá ; sugiero desde el minuto 6 al 9 https://youtu.be/rE0ouXb_66U

  10. Gravatar jreguart | 10/01/2018 at 11:41 | Permalink

    Hola Fernando,

    gracias por el enlace. Muy didáctico. El espectro de radiación de un cuerpo negro presenta un máximo a una determinada frecuencia, directamente relacionada con la temperatura media del cuerpo negro. Lo cual no quiere decir que emita únicamente a esta frecuencia, lo hace de acuerdo a una curva típica de distribución con emisiones por encima y por debajo de la frecuencia máxima. Por ejemplo la luz solar tiene un máximo de emisión en unos 0,475 micrómetros de longitud de onda, lo cual queda como por la frecuencia de los azules, pero la apreciamos como luz blanca porque al emitir en todo el espectro visible, la fusión de frecuencias la consideramos como blanca. Pero la superficie del sol está a unos 6000K y la del universo en la recombinación estaba a 3000K, lo cual hace que la longitud de onda del máximo “caiga” casi en un micrómetro, entrando ya en el infrarrojo. Aunque como he comentado antes eso no quiere decir que sólo emitiera en el infrarrojo sino según una curva típica que puedes ver aquí [ https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/19/Black_body.svg/1200px-Black_body.svg.png ]. A la vista de esta curva podemos decir que la parte de radiación emitida por el cuerpo a 3000K dentro del rango “visible” está absolutamente desplazada hacia el rojo, menos hacia el amarillo, aun menos hacia el verde… por lo que bien puedes imaginar que el Universo pudo ser del color mezcla de los anteriores, cada vez más hacia un rojo que se iría desvayendo al entrar en los infrarrojos. Como se comenta en el vídeo que nos has proporcionado, en algún momento pudo ser naranja (depende de las ganas artísticas que se nos apodere) y, como en un anochecer terrestre (otro alarde artístico) derivar hacia rojos y luego nada visible.

    Así empezaron los fotones de la radiación de fondo de microondas, quizás naranja, luego a rojo intenso, luego a rojo oscuro, luego a… invisibles, cosa que con mayor razón son a día de hoy. Creo apreciar una confusión en lo que dices: “…como ahora está en las microondas después vendrá el turno de los infrarrojo.” No, del infrarrojo con el tiempo ha pasado al microondas y con más tiempo pasará a longitudes de onda mayores que conceptuamos como de radio [Mira esta imagen: https://es.wikipedia.org/wiki/Espectro_electromagn%C3%A9tico#/media/File:EM_Spectrum_Properties_es.svg ]

    Con respecto a lo que dices de una civilización inteligente te tengo que decir que si su biología fue semejante a la nuestra (incluso diría que en cualquier posible biología) nunca pudo existir tal conjunto de individuos en un momento en que sólo había hidrógeno y helio. Se necesitan elementos más pesados (en nosotros oxígeno, carbono, nitrógeno, calcio, sodio…) y esto sólo se fabricó cuando ya lucía la segunda generación de estrellas, posiblemente a los 2-3.000 millones de años de la recombinación, o quizás antes). En este momento los inteligentes habitantes del Universo no verían (por estar aún más fuera del rango visible) los fotones de fondo. Sólo verían los fotones emitidos por la estrella más cercana (o las que vieran en su noche) y con toda seguridad sus receptores lumínicos (lo equivalente a nuestras retinas y demás circuitería neuronal) estarían preparados para ver el rango de luz que su propia estrella emitiera. Que no tiuvo que ser exactamente como la del Sol.

  11. Gravatar Fernando | 10/01/2018 at 03:52 | Permalink

    Jreguart. gracias por tu completa respuesta (no se puede esperar menos de ti) … y sí , tienes razón , tuve un lapsus allí en el orden del espectro . es un disfrute para mi aprender cada día algo nuevo en este fascinante tema . un abrazo

  12. Gravatar Franco | 12/01/2018 at 08:44 | Permalink

    Encontré un artículo que trata sobre las primeras galaxias que existieron y aporta unas novedades que pueden servir de complemento a ésta entrada . http://www.almaobservatory.org/es/comunicados-de-prensa/primeras-galaxias-del-universo-surgieron-en-forma-similar-a-via-lactea/ .

  13. Gravatar jreguart | 12/01/2018 at 11:06 | Permalink

    Hola Franco,

    gracias por tu aportación. Habrá que darle un buen margen de confianza ya que procede de la misma página del proyecto ALMA. Me queda una duda al leer el artículo aparecido en Nature [http://www.almaobservatory.org/wp-content/uploads/2018/01/ALMAz7_Nature.pdf ]: “The luminous and extended [C II] detections reveal clear velocity gradients that, if interpreted as rotation, would suggest these galaxies have similar dynamical properties as the turbulent, yet rotationdominated disks that have been observed for Hα emitting galaxies 2 Gyr later …“. Y en otro sitio: “Given the low angular resolution of the observations, the detected velocity gradients can be interpreted as disk rotation or potentially a merger with two or more velocity components.” Es decir, que me están diciendo que bien pudiera ser o no que las dos galaxias estudiadas tuvieran un proceso de formación como el de nuestra Vía Láctea. Aunque puede que sea significativo el que el nacimiento de la Vía Láctea fuera coetáneo al de estas galaxias observadas ahora. De todas formas concluye el estudio: “Our novel approach for confirming galaxies during Reionization paves the way for larger studies of distant galaxies with spectroscopic redshifts.” Vamos por buen camino.

  14. Gravatar Quino | 13/01/2018 at 01:51 | Permalink

    ¿el tamaño del cosmos en esos primeros 800 millones de años nos puede decir algo sobre la dinámica de las galáxias ? los eventos de supernovas en un universo más pequeño generarían más alboroto en el vecindario ?. hace un tiempo leí por ahí que en las galaxias pequeñas era prácticamente inviable la vida debido a que cualquier atisbo de ella sería arrasado porque estadísticamente una supernova no se haría esperar tanto en aparecer . muy buen blog , lo he guardado en mis favoritos .

  15. Gravatar jreguart | 13/01/2018 at 09:33 | Permalink

    Hola Quino,

    no soy astrofísico, así que no puedo darte más que mis impresiones. Desde estos 800 millones de años desde el big bang a día de hoy, el Universo ha aumentado su tamaño unas 8 veces, luego su volumen ha aumentado en 8*3 (=512), mientras que la densidad de todo lo que contiene ha disminuido unas 500 veces. Eso quiere decir que las galaxias que se iban formando a través del caótico proceso de compactación gravitatoria podían interactuar entre ellas con más facilidad, fusionarse entre ellas y provocar unas dinámicas que, junto a la explosión de las supernovas, alteraban las nubes de gas reiniciando los procesos de generación de estrellas y galaxias. Las primeras estrellas debieron ser bastante grandes lo que pudiera ser un índice de la abundancia de supernovas. Debía ser un mundo bastante confuso allí donde se movía la materia. Se cree que hubo diez veces más galaxias por unidad de volumen al inicio que las observadas ahora y además mucho más pequeñas y de mayor luminosidad por unidad de masa. De todas formas hablaremos de ello en el blog de aquí a pocas entradas.

    En cuanto a la vida… la que nosotros conocemos es muy obstinada. Si tiene materiales y condiciones para construirse sabemos que se construye. Materiales debía haber pues sabemos que se estaban produciendo en las primeras generaciones de estrellas pero, como tu dices, las condiciones debían ser extremas. Tampoco había transcurrido mucho tiempo como para que se pudiera haber ensamblado una bioquímica, formando conjuntos autorregulados. En nuestro sistema solar, en la Tierra, se cree que eso sucedió bastante pronto… unos pocos cientos de millones de años tras su formación. Bien es verdad que tenemos que suponer que en unas condiciones más “estables” que las que se debían vivir en las primeras estrellas que tuvieran posibilidad de generar planetas sólidos. En conjunto parece poco probable que se hubiera empezado algún atisbo de vida en aquellos momentos fundacionales.

    Y gracias por lo que nos dices del blog. La lástima es que no se anime nadie a colaborar… siempre hay cosas y personas de las que aprender.

Escribe un comentario

Tu dirección de correo no es mostrada. Los campos requeridos están marcados *

Al escribir un comentario aquí nos otorgas el permiso irrevocable de reproducir tus palabras y tu nombre/sitio web como atribución.