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Capítulo 1

La Astronomía como Ciencia observacional

1.1 La Astronomía

La Astronomía es la Ciencia dedicada al conocimiento de los astros, objetos que se encuentran mas allá de nuestra atmósfera. También se ocupa del estudio de los fenómenos transitorios (eclipses, manchas y llamaradas solares, variabilidad estelar, ocultaciones y pasos de satélites y pequeños planetas) que se producen en y entre los astros.

Si consideramos las Ciencias según su carácter experimental, la Astronomía pertenece al grupo cuyos experimentos son reproducibles, siendo hasta la fecha el prototipo de ciencia de observación.

Según el esquema general de la adquisición de conocimientos científicos, podemos mostrar la siguiente representación:

Los modelos científicos, expresión concreta de las teorías, mas generales, predicen resultados a determinados experimentos, que deben contrastarse con el propio modelo. De este modo, se refinan (o rechazan) los modelos teóricos y se diseñan nuevos experimentos. La utilización de modelos numéricos es una nueva y potente herramienta.

La observación astronómica, basada en el análisis de la radiación electromagnética procedente de los astros, es un proceso complejo, sujeto a errores que, a veces, son difíciles de evaluar. El avance de los conocimientos astronómicos viene limitado por las medidas, los medios, el lugar y el tiempo disponibles e, indudablemente, del progreso de otras ciencias afines.

1.2 Astronomía y Física

Un hecho que debe señalarse, a la par que el carácter observacional de la Astronomía, es la implicación de las teorías físicas en el comportamiento a gran escala y la evolución temporal de los astros.

En una exposición esquemática, podemos enumerar los cuatro ‘campos de fuerza’ de la Naturaleza:

· Campo gravitatorio: es una fuerza atractiva de largo alcance que actúa sobre todas las partículas con masa. La partícula responsable de esta atracción es el largamente postulado y recientemente descubierto ’bosón de Higgs’. Este campo es el responsable del comportamiento a gran escala, planetaria, galáctica, etc., de la materia en el Universo. En la aproximación clásica su efecto decrece con el cuadrado de la distancia.

· Campo electromagnético: es la fuerza, para nosotros familiar, que actúa sobre las partículas cargadas eléctricamente. El fotón es la partícula de intercambio para esta fuerza. Está relacionado con la radiación de las estrellas y los campos magnéticos cósmicos. Decrece con el cuadrado de la distancia, pero la compensación global de cargas impide que se manifieste a gran escala.

· La interacción débil: es responsable de la radioactividad. Se manifiesta como una interacción repulsiva de corto alcance que actúa sobre los electrones, neutrinos y los quarks. Los bosones W y Z son los que median en esta fuerza. Está asociada a la desintegración radiactiva y establece un equilibrio entre los componentes básicos del átomo, neutrón, protón y electrón.

· La interacción fuerte: es la fuerza responsable de la unión de los Técnicas de Observación quarks para formar neutrones y protones, y de la unión de estos para formar el núcleo atómico. Las partículas de intercambio que median esta fuerza son los gluones.

De todas ellas, la fuerza gravitatoria es la principal responsable del comportamiento dinámico de los objetos astronómicos como planetas, satélites, estrellas y galaxias y, siendo la más débil, compite ventajosamente con las otras fuerzas, incluso a cortas distancias.

Como ejemplo, podemos considerar la evolución estelar, una vez terminada la combustión nuclear de las zonas centrales de la estrella e iniciado el colapso de sus capas externas hacia el centro. En los párrafos siguientes se describen las distintas situaciones que se pueden presentar.

Las enanas blancas son estrellas colapsadas cuya presión gravitatoria es soportada por la nube de los electrones atómicos, en estado degenerado, con un comportamiento análogo al de un metal. Se puede considerar que actúa la interacción débil sobre estos electrones. Estos objetos, de radio similar al de la Tierra, tienen densidades miles de veces la del agua y su masa es inferior a un determinado valor. Por encima de éste, la estrella sigue colapsando y alcanza un estado físico diferente. Su nombre procede de su pequeño tamaño y su elevada temperatura superficial.

Las estrellas de neutrones, descubiertas a partir de los púlsares, objetos radio que emiten pulsos electromagnéticos de elevada frecuencia y regularidad, son objetos colapsados, en los que la presión gravitatoria externa es soportada por la estructura de neutrones en que llegan a transformarse los átomos normales, una vez vencida la fuerza eléctrica repulsiva que impide la inclusión de los electrones en los núcleos atómicos. Aquí actúa la interacción fuerte sobre las partículas atómicas. Estos objetos, de algunos kilómetros de diámetro, tienen densidades similares a los núcleos atómicos, frecuencias de rotación de varias vueltas por segundo y una estructura interna similar a un cristal. Su masa es superior a la masa de las enanas blancas, pero existe también un nuevo límite, más allá del cual las fuerzas nucleares no son capaces de soportar la presión de las capas externas de la estrella colapsada.

Llegamos así a los llamados agujeros negros, objetos en los que la fuerza gravitatoria no encuentra oponente a su tendencia a llevar la materia hacia su centro de gravedad. Son objetos colapsados que afectan a la materia circundante pero que son prácticamente invisibles. Fueron predichos por la Teoría de la Relatividad General, y se encuentran en el centro de muchas galaxias, siendo auténticos sumideros de materia y origen de grandes perturbaciones.

En otro orden de cosas, la evolución general del Universo (expansión o contracción indefinidas, oscilación) depende en último lugar de su densidad media y, por tanto, de su masa. Las enigmáticas ’materia y energía oscuras’ representan un actual reto en nuestra comprensión del Universo.

1.3 Desarrollo histórico

El desarrollo histórico de la Astronomía puede resumirse en las etapas siguientes:

1.3.1 Observación visual (ojo)

Iniciada por el Hombre primitivo, se basa en la sucesión del día y la noche, las fases lunares, las estaciones, etc. Toda la Astronomía antigua (fundamentalmente china, caldea y griega), se realizó de este modo y condujo a descubrimientos notables: periodicidad de los eclipses, posiciones geográficas, duración del año, etc.

Los primeros catálogos estelares se atribuyen a los griegos, autores también de la primera escala de magnitudes luminosas. Fue Hiparco el autor del primer catálogo, que contenía unas 1.000 estrellas con una precisión de 1’ de arco, límite alcanzable por el ojo humano. Se debe a Eratóstenes la primera medida del radio terrestre y a Aristarco de Samos la estimación de las distancias al Sol y a la Luna. La escala griega de magnitudes visuales se basaba en los valores dados a las estrellas más brillantes (1^a magnitud) y las más débiles observables a simple vista (6^a magnitud).y sigue siendo la base de las magnitudes estelares actuales.

1.3.2 El telescopio

Su descubrimiento por Galileo Galilei (figura 1.1), a comienzos del s. XVII, abrió las puertas a una revolución en la Astronomía, permitiéndo la observación detallada del sistema solar (manchas solares, detalles del disco lunar, satélites principales de Júpiter, forma irregular del contorno de Saturno).

Figura 1.1.- Telescopio de Galileo

La resolución y la luminosidad del telescopio, muy superiores a las del ojo humano, no han cesado de incrementarse, alcanzando valores sólo limitados por los efectos atmosféricos.

1.3.3 Círculos graduados y micrómetros

Figura 1.2.- Esfera armilar

Introducidos en el siglo XVIII, son elementos indispensables, asociados a los telescopios, para la confección de catálogos de alta precisión y la observación de fenómenos transitorios (movimientos de satélites, pasos de planetas sobre el disco solar, estrellas binarias). Su precisión actual (modernos círculos meridianos e instrumentos geodésicos), supera el segundo de arco (1”).

1.3.4 Los siglos XIX y XX

El siglo XIX aporta dos descubrimientos notables:

A comienzos de siglo se obtienen los primeros espectros del Sol por Fraunhofer y su correspondencia con algunos elementos existentes en la Tierra. Con ello se demuestra que es posible conocer la naturaleza y composición de los astros, en contra de lo que se sostenía desde la Antigüedad. El desarrollo de la Espectroscopía, asociada al registro fotográfico, ha sido permanente a lo largo del s. XX y prosigue en la actualidad con las técnicas CCD.

Figura 1.3.- Esquema del espectroscopio de Fraunhofer

A mediados del siglo XIX se introduce la fotografía en la Astronomía, en un proceso que se ha generalizado y mantenido durante el siglo XX. Los brillos relativos, la magnitudes límite y las posiciones de los astros mejoraron considerablemente, gracias a la capacidad de integración en el tiempo y a la estabilidad de la placa fotográfica, que permite realizar medidas precisas mucho tiempo después del registro de las imágenes.

Aunque esta técnica está siendo reemplazada por las imágenes CCD, los archivos de placas obtenidos desde finales de XIX y durante todo el siglo XX contienen un verdadero tesoro de información (se estima en más de tres millones el número de placas astronómicas almacenadas en todo el mundo), en muchos casos inédita. El proyecto internacional de la Carte du Ciel fue el primero en su género e incluyó a numerosos centros astronómicos de anbos hemisferios.

El siglo XX contempla el desarrollo de la Electrónica en todos sus campos (instrumental, comunicaciones, informática) y de ello se beneficia la Astronomía. Como técnicas de amplia difusión podemos citar la Fotometría y las cámaras CCD, cuyos sensores han sustituido a la fotografía en muchas aplicaciones.

La Astronomía espacial, a partir de 1960, elimina los efectos de la atmósfera y permite el registro de zonas del espectro electromagnético invisibles desde el suelo, con una calidad inalcanzable desde el mismo.

Los resultados han sido espectaculares, tanto para la Astrofísica (Rayos Gamma y Rayos X, UV, IR, etc.) como para la Astronomía (satélites astrométricos) y la Geodesia espacial.

Cada envío de sondas a diversos astros del sistema solar (planetas, asteroides, cometas) aporta oleadas de nueva información, que está transformando nuestro entorno espacial en un lugar complejo pero cada vez mejor conocido.

De hecho, podemos considerar cada vez más la Astronomía como una Ciencia física capaz de experimentar con los objetos propios de su estudio.

1.4 Astronomía Óptica

Revisemos ahora la situación presente de la Astronomía Óptica, en torno a la cual se desarrolla el contenido de este manual.

Su marco de actuación es el llamado espectro visible, que coincide aproximadamente con el conjunto de longitudes de onda a los que es sensible el ojo humano. Corresponde con la llamada ventana óptica de la atmósfera. La ventana radio, parcialmente transparente para un conjunto de ondas largas, es la fuente de datos de la Radioastronomía.

El objetivo de la Astronomía Óptica es la obtención de datos sobre:

• Posiciones; se obtienen mediante la Astronomía Esférica o Astrometría.

• Brillos; dan lugar a las magnitudes y ‘colores’ de las estrellas mediante la Fotometría.

• Composición; según el método de obtención y la resolución, aplicaremos Fotometría o Espectroscopía.

• El proceso de medida incluye los elementos siguientes:

— La captación de luz, que depende de la apertura del telescopio, de su poder resolutivo y del centelleo atmosférico.

— El análisis de la luz, que es muy variado, según el tipo de datos y la forma de registro: filtros o prisma-red de difracción.

— El detector empleado puede ser de muchos tipos, tales como placas fotográficas, tubos fotomultiplicadores, semiconductores, cámaras CCD, alta energía (satélites) o radio (radioastronomía).

— El registro de los datos, tradicionalmente fotográfico o sobre soporte de papel, se realiza hoy casi exclusivamente por medios electrónicos (ordenador).

• La eficiencia del sistema formado por el conjunto

colector + sistema de análisis + registro

viene limitada siempre por el menos eficiente de ellos.

Los resultados globales vienen afectados por una serie de condicionantes ambientales tradicionales: sucesión del dia y la noche, fases lunares, estaciones, rango espectral registrado y efectos atmosféricos (centelleo, extinción).

Los satélites artificiales han logrado superar algunas de estas limitaciones gracias a sofisticadas tecnologías que no están al alcance de todos los observadores.

Los telescopios competitivos, reflectores de más de 1 m. de apertura, suelen instalarse en condiciones apropiadas, con elevación superior a los 2.000 m. y en regiones de baja humedad (sur de Europa, Canarias, Chile, Hawaii) y cielo oscuro. En estas condiciones, el espectro visible se amplia al UV e IR próximos.

Como ejemplo, presentamos algunos aspectos de la observación solar:

Desde fuera de la atmósfera (satélites como SOHO y otros; laboratorios en órbita, futuras bases lunares) podemos observar la superficie solar (fotosfera, manchas solares), las protuberancias y la corona solar sin necesidad de accesorios especiales.

Desde la Tierra, tenemos diferentes situaciones:

A simple vista (a través de un filtro apropiado), apenas podemos observar el Sol y no apreciamos detalles en la superficie.

Con telescopio y un filtro neutro, podemos ver la fotosfera (figura 1.4) (manchas solares, estructura de granos de arroz, fáculas). Si utilizamos filtros de banda estrecha (Hα) se observan las protuberancias solares (figura 1.5).

Figura 1.4.- Manchas solares

Figura 1.5.- Actividad solar en Hα

Figura 1.6.- Corona solar

Con un coronógrafo podemos estudiar la corona solar (figura 1.6), que de otro modo sólo es visible durante los eclipses totales de Sol.