¿Qué es el telescopio óptico?

El telescopio óptico es un instrumento que aumenta el tamaño de los objetos lejanos y les confiere apariencia de cercanía, a través de lentes y espejos cóncavos, que recolectan y enfocan adecuadamente la escasa luz proveniente de los astros, haciendo que el observador los perciba magnificados.

Con un telescopio simple y algo de paciencia, se disfruta del maravilloso espectáculo de los cielos, observando los objetos más fascinantes: la Luna, Júpiter y sus satélites, los anillos de Saturno, cometas diversos, espléndidas nebulosas como la de Orión, e incluso galaxias majestuosas como Andrómeda.

El magnífico espectáculo de los cielos se disfruta sobremanera con un telescopio, del cual se fabrican actualmente una gran variedad de modelos. Fuente de la imagen: Pixabay.

Además, con equipo adicional se pueden tomar fotografías de las constelaciones, los planetas y otras estructuras interesantes en los cielos.

Orígenes del telescopio óptico 

Este invento data de finales del siglo XVI y comienzos del siglo XVII, y no se le atribuye a una sola persona (no, Galileo no inventó el telescopio, pero sí fue el primero en utilizarlo para registrar las primeras observaciones astronómicas).

Parece que varios ópticos españoles trabajaron para diseñarlo, entre quienes se encuentra Juan Roget, quien presumiblemente ideó el primer diseño en 1540. De allí la idea se trasladó a los Países Bajos, donde el fabricante de lentes alemán Johannes Lippershey (1570-1619) consiguió construir y patentar el primer telescopio.

Galileo Galilei fue el primero en emplear el telescopio para llevar a cabo la exploración de los cielos. Fuente: Wikimedia Commons.

Galileo (1564–1642) empleó el telescopio para llevar a cabo las primeras observaciones astronómicas con instrumentos ópticos, yendo más allá del sentido de la vista. De esta forma observó la banda de la Vía Láctea, descubrió las fases de Venus y comprendió que este planeta debía orbitar alrededor del Sol y no de la Tierra.

También observó los patrones de luces y sombras sobre la superficie lunar, percatándose de que eran valles, cráteres y montañas.

Después apuntó el telescopio hacia Júpiter y descubrió sus cuatro satélites principales, Ganímedes, Io, Europa y Calisto, que por este motivo se conocen como los satélites galileanos.

El gigante gaseoso Júpiter y los cuatro satélites galileanos, llamados así porque fueron observados por primera vez por Galileo. Fuente: Wikimedia Commons.

Otros tipos de telescopios

Al pensar en telescopios, normalmente el término se refiere a los instrumentos que recogen la luz visible proveniente de los objetos celestes, para hacerla pasar por un conjunto de espejos y lentes que la magnifican. 

Sin embargo, dado que la luz visible es una parte del espectro electromagnético, también es posible diseñar telescopios que utilicen otras frecuencias del espectro, como las ondas de radio, infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Por ejemplo, el telescopio espacial James Webb opera mayormente en el infrarrojo cercano y medio.

La ventaja de operar en infrarrojo es que hace posible visualizar estructuras que de otra forma quedarían ocultas por las nubes de polvo cósmico que abundan en el espacio.

Las siguientes imágenes lo demuestran ampliamente. En ambas fotografías aparecen los Pilares de la Creación, en la nebulosa del Águila, una estructura consistente en materia interestelar, hecha de gas y polvo. A la izquierda, está la imagen tomada con luz visible, y la derecha, con infrarrojo. La cantidad de estrellas y objetos en esta segunda imagen supera asombrosamente a la primera.

Los Pilares de la Creación, la imagen izquierda corresponde al óptico, mientras que la de la derecha fue tomada en infrarrojo. Obsérvese la cantidad de elementos que se vuelven visibles en esta última imagen. Fuente: Wikimedia Commons.

¿Cómo funciona un telescopio óptico? 

El telescopio óptico capta la luz de los objetos, mediante un objetivo o primario. Este elemento óptico puede ser una lente hecha de vidrio transparente o un espejo.

Cuanta más luz se pueda recolectar, mejor será la imagen obtenida, por eso es válido en este caso afirmar que cuanto más grande mejor, pues a mayor tamaño del primario, mayor capacidad de captar la luz tiene el instrumento. Con frecuencia se le denomina a esto factor de entrada de luz del telescopio.

Cuando el elemento óptico captador es una lente, el telescopio es un refractor, mientras que si se usa un espejo, es un reflector. Existe también un tercer tipo de telescopio que combina lentes y espejos, denominado telescopio catadióptrico.

Una vez recogida toda la luz posible, hay que concentrarla en un punto perteneciente al plano focal para formar la imagen. Esto se hace también mediante lentes o espejos. El ocular es la lente más cercana al ojo y la que aumenta la imagen producida por el objetivo.

Telescopios refractores 

Los telescopios refractores fueron los primeros en ser construidos por los especialistas en óptica de los Países Bajos. 

Consiste en un tubo, que tiene lentes de vidrio en sus extremos. En uno de ellos está el primario u objetivo, que recibe la luz del objeto lejano, cuyos rayos se hacen converger, mediante refracción, en un punto llamado foco, formando una imagen más pequeña e invertida. La magnificación de la imagen se consigue a través de un segundo lente en el otro extremo del tubo, llamado ocular.

Este sistema tiene la desventaja de causar distorsiones como la aberración cromática, que es una especie de arcoiris que se forma en la imagen de una estrella, la cual parece tener un borde azul y otro rojo. Se debe a la dispersión que sufren las distintas longitudes de onda cuando la luz se refracta en el vidrio de la lente, lo cual ocasiona que el foco de la luz roja difiera del de la luz azul.

La aberración cromática se resuelve con lentes dobles o triples, pero también se presentan otros problemas que distorsionan la calidad de la imagen, como la absorción de la luz al atravesar la lente, motivo por el cual debe ser completamente transparente, astigmatismo, aberración esférica y otros.

Los telescopios refractores tienen limitaciones importantes, ya que las grandes lentes de vidrio se deforman bajo su propio peso y son más costosas. Pero en cambio, son de bajo mantenimiento, puesto que no requiere ajustes extras por parte del usuario y cuando son de buena calidad, ofrecen imágenes de gran nitidez.

Son muy recomendables para observar la Luna, los planetas y distinguir estrellas dobles.

El telescopio refractor más grande del mundo está en el observatorio Yerkes, de la Universidad de Chicago en Wisconsin, de 40 pulgadas. Fuente: Wikimedia Commons.

Telescopios reflectores

A Isaac Newton se le ocurrió en 1668 la idea de utilizar un espejo como objetivo, en vez de una lente, dando origen al telescopio reflector.

Estos instrumentos se sirven de un espejo cóncavo, normalmente de forma parabólica y recubierto de plata o aluminio, que refleja la luz y la concentra en un punto donde se forma una imagen invertida. Un espejo auxiliar o secundario sirve para reflejar la luz de vuelta hacia un ocular ubicado en la parte lateral del tubo del telescopio, o bien hasta un sensor electrónico. Esta es la configuración típica del telescopio newtoniano.

Otra alternativa es practicar un pequeño orificio en el espejo primario, para que la luz vaya directamente al ocular, como en el telescopio de Cassegrain. En la siguiente figura se muestra un esquema de estas dos configuraciones. 

Los telescopios reflectores no presentan aberración cromática y cuestan menos que un equivalente refractor, ya que es más fácil y barato construir un espejo de gran tamaño que una enorme lente perfectamente transparente.

Son excelentes para observar objetos tenues de espacio profundo, como galaxias, nebulosas y cúmulos estelares.

El Gran Telescopio de las Canarias. Fuente: Wikimedia Commons.

Sin embargo, el espejo debe estar muy bien pulimentado y es más susceptible a los cambios de temperatura que ocurren entre el día y la noche. Asimismo necesitan un mayor mantenimiento, pues la superficie reflectora se deteriora con el tiempo y requiere ajuste periódico, ya el transporte y la operación tienden a desalinear los elementos.

La galaxia del Molinete o Pinwheel Galaxy, en la constelación de la Osa Mayor, es una de las muchas galaxias que pueden ser vistas con un buen telescopio de aficionado. Fuente: Wikimedia Commons.

Telescopios catadióptricos

Un tercer tipo de telescopio combina espejos y lentes, en el que el primario es el espejo y posteriormente la luz es desviada mediante una lente que minimiza la distorsión del espejo. El objetivo de combinar ambos sistemas es mitigar las aberraciones de refractores y reflectores.

Los telescopios catadióptricos tienen un tubo más corto, porque el sistema está pensado para que la luz se refleje muchas veces. Si bien son pesados, al ser más compactos, son más fáciles de trasportar, pero requieren mantenimiento.

Lo bueno de ellos es que son de carácter universal: adecuados para obsevr los componentes del Sistema Solar, así como objetos de espacio profundo.

Por F. Zapata.

Las distancias astronómicas: UA, año-luz y pársecs

Como es bien sabido, el universo es vasto y su tamaño es descomunal, si se compara con la Tierra y cualquier cosa cotidiana. Por este motivo, los patrones de medida no sirven cuando se trata de las distancias entre los objetos celestes o el tamaño de estos, ya que resultarían en cifras de gran tamaño, muy engorrosas de manejar.

Así que el metro, por ejemplo, queda fuera de orden aún para distancias y tamaños en el Sistema Solar, y el kilómetro o las millas apenas alcanzan, aunque todavía pueden usarse para el tamaño de los planetas y sus órbitas. No obstante, una vez fuera del Sistema Solar, es imperativo el uso de otras unidades para medir distancias, las más utilizadas son:

-La unidad astronómica

-El año-luz

-El parsec

De inmediato veremos en qué consiste cada una, así como algunos datos interesantes sobre su uso.

Cuando Han Solo afirma que es capaz de recorrer el corredor de Kessel en solo 12 pársec con el Halcón Milenario se equivoca, ya que el pársec no es una unidad para medir tiempo, sino para medir distancias. Fuente de la imagen: Star Wars: The Essential Atlas. Daniel Wallace & Jason Fry. Ballantine Books.

La unidad astronómica UA

Se abrevia como AU en inglés, por astronomical unit, y se define simplemente como la distancia media entre la Tierra y el Sol. Equivale a 149 597 870 700 m, pero es preferible redondear su valor y escribirlo en notación científica  como 1.50 × 10¹¹ m:

1 UA = 1.50 × 10¹¹ m = 150 000 000 km = 93 000 000 millas

Algunas distancias interesantes, expresadas en UA son:

-Distancia media entre Mercurio y el Sol: 0.4 UA

-Tamaño medio de la órbita de Neptuno: 30 UA

-Longitud estimada recorrida por la Voyager 1: 140 UA

-Distancia entre la Tierra y Próxima Centauri: 268 000 UA

 

El año luz

Puesto que la velocidad de la luz en el vacío es una constante de la naturaleza, la distancia que la luz recorre en un año (en el vacío) sirve adecuadamente como patrón para las distancias astronómicas. Siendo c = 299 792 458 m/s dicha velocidad y la cantidad de segundos en 1 año es:

 

1 año = 3.154  10⁷ s

 

La distancia que la luz recorre en el vacío al cabo de un año, en metros, se obtiene multiplicando el valor de c por dicho tiempo:

(299 792 458 m/s) × (3.154 × 10⁷ s) = 9.45 × 10¹⁵ m

Por lo tanto, un año luz equivale a:

 

1 año luz  = 9.45 × 10¹⁵ m = 5.88 × 10¹² millas = 63 241 UA

 

Algunas distancias interesantes, expresadas en años luz son:

-Distancia media entre la Tierra y el Sol: 8.3 minutos-luz

-Distancia entre la Tierra y Próxima Centauri: 4.2 años-luz

-Separación entre el Sistema Solar y el centro de la Vía Láctea: 30 000 años-luz

-Distancia entre la Vía Láctea y Andrómeda: 2.5 millones de años-luz

Medir la distancia en términos del tiempo no tiene por qué ser algo extraño, ya que de hecho, de acuerdo a la teoría de la relatividad, ambos se conjugan en el tejido del espacio-tiempo. Además, suele hacerse en la vida diaria, aunque no nos percatemos mucho de ello, por ejemplo, cuando se dice que tal ciudad está a una hora de viaje.

El año-luz es un patrón de medida muy conveniente cuando se trata de medir distancias muy grandes, por ejemplo entre galaxias (la más cercana es la gran espiral de Andrómeda).

 

La galaxia espiral de Andrómeda dista 2.5 millones de años luz de la Vía Láctea. Fuente: Wikimedia Commons.

El parsec

 

El parsec, una palabra formada por el término en inglés: parallax of one arc second, se define de tal forma que, cuando una estrella dista 1 parsec (1 pc) de nosotros, su paralaje es 1 segundo de arco (1”).

Esta definición formal puede parecer un poco críptica, pero con ayuda de un triángulo es posible entenderlo fácilmente.

Puesto que la Tierra tiene movimiento de traslación alrededor del Sol, una estrella en el firmamento parece estar en un lugar del cielo en cierta época del año, y luego parece desplazarse un poco hacia otra posición, respecto al fondo de estrellas muy lejanas. 

Es lo mismo que sucede cuando se viaja en auto, a medida que se cambia de posición, los objetos van cambiando de perspectiva, o también cuando se extiende el brazo sujetando un lápiz u otro objeto, y se mira alternativamente con el ojo derecho y con el izquierdo. El lápiz parece ocupar posiciones ligeramente diferentes según se vea con uno u otro ojo, respecto al fondo.

En la siguiente imagen se muestra un esquema en el cual una estrella se mueve ligeramente en el firmamento, conforme la Tierra avanza en su órbita. Por ejemplo, se le toma una foto a la estrella desde la Tierra en enero, y después se la vuelve a fotografiar en julio y se ve que se ha movido un poco, respecto al fondo de las estrellas lejanas.

Una estrella hipotética vista desde de la Tierra, ocupa dos posiciones diferentes en referencia a los objetos lejanos, cuando se la ve en enero y cuando se la ve en julio. La mitad del ángulo barrido es precisamente el paralaje. Fuente: imagen modificada de Explorations, por Thomas Arny & Stephen Schneider.

Si las dos posiciones que ocupa la Tierra se unen con una línea imaginaria, y desde cada una de estas posiciones se traza dos líneas más hasta la estrella, al cruzarse, se forma un triángulo, el cual se divide en dos triángulos rectángulos idénticos y se examina uno de ellos.

Uno de los catetos es conocido, ya que no es otro que la distancia media entre la Tierra y el Sol, que vale 1 unidad astronómica. El otro cateto es la distancia entre el Sol y la estrella, llamada d y que se busca calcular.

Ahora hay que fijarse muy bien en el ángulo agudo formado entre d y la hipotenusa del triángulo, que es el paralaje p de la estrella, entonces, por trigonometría elemental, la distancia d entre el Sol y la estrella es:

Donde p es el ángulo destacado en color verde de la figura. Pero como este ángulo es muy pequeño, se cumple la aproximación de ángulos pequeños, según la cual la tangente del ángulo y el seno del mismo, tienen el mismo valor aproximadamente igual a la medida del ángulo en radianes:

 tg p ≈  sen p ≈ p

Y entonces la ecuación anterior se transforma en:

Cuando p = 1”, entonces d = 1 parsec:

En términos del año-luz, un parsec equivale a 3.26 años-luz o 3.086 × 10¹⁶ metros, y son frecuentes los múltiplos del parsec, como el kiloparsec, equivalente a 1000 parsecs y el mega parsec, igual a un millón de parsecs.

Por ejemplo, el valor de p para la estrella Arturo es de 88.83 × 10^-3 segundos de arco, que al ser sustituido en la ecuación anterior da como resultado:

Distancia Sol-Arturo = 11.257 parsec = 36.7 años-luz.

El Sol comparado con la estrella gigante naranja Arturo, una de las más brillantes del cielo nocturno. Fuente: Wikimedia Commons.

Otro ejemplo interesante es la distancia a la cual se encuentra la gran galaxia espiral Andrómeda, que es de unos 770 kpc, es decir, 770 000 pc.

Así como la unidad astronómica es muy útil para medir distancias en la escala del Sistema Solar, el parsec lo es a escala galáctica, para medir las distancias entre el Sol y otras estrellas, entre estrellas, el diámetro de la Vía Láctea y más.

Resumen de los factores de conversión del parsec

• 1 pársec = 3.086 × 10¹⁶ metros
• 1 pársec = 3.086 × 10¹³ kilómetros
• 1 pársec = 3.26 años – luz
• 1 pársec = 206.265 U.A.

¿Qué es la misteriosa Nube de Oort?

Por F. Zapata

La Nube de Oort es la lejana región del Sistema Solar, más allá de Plutón, de forma esferoidal, cuyo radio está entre 10,000 y 100,000 U.A. de distancia del Sol. 1 U.A. es la abreviatura de la Unidad Astronómica, equivalente a 150 millones de kilómetros aproximadamente, que es la distancia entre el Sol y la Tierra.

El límite más externo de la Nube también es el confín más lejano del Sistema Solar. Para hacerse una idea del enorme tamaño de la Nube, Plutón apenas está a 30-50 U.A. del Sol. Y la luz de este tarda unos 12 días más o menos en llegar al borde interior de la Nube (y como un año y medio para salir por el borde exterior).

La imagen de arriba, tomada de Wikimedia Commons, da una idea de los tamaños implicados, ojo porque la escala mostrada no es lineal, sino logartmica, es decir, la distancia va en potencias de 10, para poder abarcarlas todas. La flecha roja es el punto donde se encuentra el Voyager 1, que aún no ha entrado en la Nube.

La existencia de la Nube de Oort fue propuesta hacia 1950 por el astrónomo holandés Jan Ort (1900-1992), aunque otro astrónomo lllamado Opik, la había sugerido con anterioridad. En realidad, nadie ha visto la Nube, así que por el momento sigue siendo un objeto de naturaleza puramente teórica.

Se cree que la Nube está poblada de trillones de cuerpos helados, entre los que se cuentan planetesimales, planetas enanos, algunos asteroides y millones de cometas de período largo. Estos últimos son eventualmente arrojados a las inmediaciones del Sol, gracias a la acción gravitatoria de otros cuerpos celestes que acierten a pasar por los alrededores, como estrellas, por ejemplo, o tal vez debido al mismo disco de la Vía Láctea.

Estructura

Pese a ser un objeto teórico, los astrónomos señalan la existencia de dos regiones diferenciadas en la Nube de Oort: la región interna, también llamada Nube de Hills y la región externa, que representa los confines más lejanos del Sistema Solar.

Curiosamente, los científicos aseguran que la Nube de Oort interna tiene forma de donut o toroide, mientras que la externa es esférica y por su lejanía, apenas está sujeta a la acción de la gravedad solar, pudiendo ser perturbada fácilmente por otros cuerpos astronómicos. 

Esta sería la región de donde provienen precisamente los cometas de período largo, como se dijo antes, pero la Nube de Hills también constituye un reservorio importante.

La figura de arriba es una imagen artística de cómo es la Nube de Oort.

Movimiento

Los objetos en la nube de Oort tienen órbitas muy excéntricas, con distintas inclinaciones respecto al plano de la eclíptica. Esto no sucede con los planetas mayores como Venus, Marte y Júpiter, que sí se mueven sobre la eclíptica y por eso los vemos describiendo siempre la misma curva imaginaria en el cielo.

Como los cometas de período largo parecen provenir de cualquier parte del espacio, el astrónomo Jan Oort sugirió la existencia de la nube más o menos esférica, como el origen de la mayoría de ellos.

Origen

En principio, los científicos creyeron que la Nube de Oort se formó con los escombros y remanentes de la formación del Sistema Solar. Sin embargo, las complejas interacciones gravitatorias entre el Sol, los planetas gigantes y el resto de la galaxia, consiguieron expeler estos escombros hacia las afueras del Sistema Solar.

Más recientemente, los astrónomos han sugerido que la Nube de Oort, al menos en parte, es producto del intercambio de materia con otros sistemas estelares.

En efecto, la Nube no necesariamente es una exclusividad de este Sistema Solar. Otros sistemas estelares bien pueden haber dispuesto de sus escombros de la misma forma y tener así su propia Nube de Oort. No es descabellado pensar que el Sol también pudo tomar escombros de otros sistemas y adueñarse de ellos, poblando su propia Nube.

Los científicos creen que esto es posible, debido a que la masa estimada de la Nube de Oort no coincide con la que podrían tener los escombros dejados por la formación planetaria de este Sistema Solar. Si la Nube solo fuera producto de tales escombros, su masa sería mucho menor.

Y también debido a las órbitas peculiares de muchos cometas, tan diferentes y amplias, que obligan a los astrónomos a suponer que originaron de lugares muy, muy alejados del Sistema Solar. Entonces, puede que el Sol “robase” algunos escombros, gravitacionalmente hablando, de otras estrellas hermanas, cuando todavía era una estrella muy joven.

Y es que el Sol no nació solo, aislado en algún lugar recóndito del espacio, ni tampoco lo hizo justo donde se encuentra ahora. Las estrellas nacen en los cúmulos, lugares repletos de materia interestelar (gas y polvo), y no en solitario, sino rodeadas de numerosas estrellas hermanas. Se cree que el Sol nació al mismo tiempo que otras 200-400 estrellas, y que, al escapar de su lugar de nacimiento, bien pudo tomar a su paso objetos dejados por los sistemas de estas hermanas, guardándolos en su Nube de Oort.

La Nube de Oort y la extinción de los dinosaurios

Hay evidencia de que la Nube ha sido perturbada anteriormente, y volverá a serlo, nada menos que por otras estrellas. Está claro que estos objetos astronómicos no son para nada estáticos.

Por ejemplo, la estrella binaria de Scholz, en la constelación de Monoceros, actualmente a 22 años luz, se acercó lo suficiente como para pasar por la Nube de Oort, hace apenas 70.000 años. Así que pudo ser vista por la humanidad prehistórica, neandertales incluidos.

Más datos aseguran que la estrella Gliese 710, perteneciente a la constelación de Serpens, se acercará al patio trasero del Sistema Solar en poco menos de un millón y medio de años. Es fácil imaginar que su cercanía podría hacer que el cielo se llene de cometas venidos de la Nube de Oort, siendo la misma Gliese 710 visible como una estrella de primera magnitud (Gliese es una estrella naranja, menos brillante que nuestro Sol).

Estos no son solo un par de casos aislados. Los expertos creen que cada 100.000 años, una estrella vecina del Sol se acerca lo bastante al SistemaSolar como para perturbar la paz de la Nube de Oort y movilizar los objetos que la componen.

Según las simulaciones por computadora, las mayores cercanías se producen cada 9 millones de años más o menos. Quizá uno de estos encuentros cercanos pudo causar, silenciosamente, la desaparición de los dinosaurios millones de años atrás, así como otras extinciones masivas de vida en la Tierra.

Muy silenciosamente, porque se debe tener en cuenta que los objetos de la Nube, una vez sacados de su órbita por la estrella viajera, si son empujados hacia el Sistema Solar interior, pueden tardar hasta 2 millones de años en llegar a las cercanías de la Tierra.

 

 

Así se forman las estrellas

 

La materia prima para la formación de estrellas se encuentra en el medio interestelar, que no está vacío, como creen algunos. Al contrario, el espacio entre estrellas sí está repleto de materia de baja densidad: mayormente hidrógeno, algo de helio, unas pocas trazas de otras sustancias y polvo, muy semejante a la composición del Sol y las demás estrellas.

El hidrógeno, en estado neutro o ionizado, forma extensas nubes irregulares, como por ejemplo en la nebulosa de Orión -la tenue nubosidad visible a simple vista en el cinturón de Orión-, que envuelven a las estrellas más jóvenes y calientes en su interior. 

La nebulosa de Orión. Fuente: Pixabay.

Las nubes de gas ionizado son visibles debido a que absorben la radiación ultravioleta que les llega de las estrellas cercanas, reaccionan y después emiten luz visible. Y si no hay estrellas cercanas, las nubes de hidrógeno también reflejan la luz si están mezcladas con partículas del polvo interestelar, cuya diminuta superficie de hielo recubre silicatos y otras moléculas, incluso orgánicas.

En cambio el hidrógeno molecular, abundante en el plano de la galaxia, es más bien opaco, pero detectable mediante radiotelescopios y radiación infrarroja, ya que las nubes igualmente contienen partículas de polvo.

Al mirar hacia la Vía Láctea en una noche oscura y lejos de las luces de la ciudad, es posible ver estas regiones más oscuras, que impiden ver lo que hay detrás: una verdadera guardería estelar.

Se debe a que el polvo en las nubes absorbe las longitudes de onda del rango visible y por ello los astrónomos emplean otras longitudes de onda, como ondas de radio e infrarrojo, para escudriñar lo que ocultan.

Vista del cielo nocturno mostrando la Vía Láctea, donde destacan parches de zonas iluminadas alternando con zonas oscuras. Fuente: Pixabay.

Por eso no es fácil observar el nacimiento de las estrellas, un proceso que dicho sea de paso, dura millones de años, sin embargo los científicos han logrado establecer dos etapas presentes en la formación estelar, la primera de acreción, en la que predomina la gravedad, y la segunda de contracción, donde la presión del gas va ganando intensidad.

Hay ciertas diferencias entre la formación de estrellas masivas y las de menor tamaño como el Sol, sin embargo, en líneas muy generales, el proceso de formación se puede describir, en ambos casos, del siguiente modo:

El colapso gravitacional: la etapa de acreción

En una galaxia espiral como la Vía Láctea, la combinación de gas y polvo abunda más en ciertas regiones que en otras. Los brazos en espiral son especialmente ricos, y esto  es exactamente lo que la gravedad necesita para comenzar a formar una estrella, en un proceso llamado colapso gravitacional.

En algún punto de la nube de material interestelar, la densidad puede ser apenas un poco mayor que en los alrededores, pero la suficiente como para que allí se acumule más materia, que cae libremente a causa del efecto gravitacional. A esta etapa de acumulación de materia se la conoce como etapa de acreción.

A medida que la materia se acumula, mayor es el efecto de la gravedad, así que lentamente empieza a formarse una nube más densa, cuya densidad va aumentando hacia el centro, donde la gravedad es mayor.

Por consiguiente, la región central se contrae más deprisa que las regiones más externas, gracias a que el momento angular se conserva: si el radio disminuye, la velocidad aumenta y la nube se achata en los bordes. En consecuencia, la región externa se transforma en un disco ecuatorial.

El criterio de Jeans

Existe un modelo desarrollado por el astrofísico James Jeans a comienzos del siglo XIX. En él señala que la masa crítica MJ que da inicio al colapso gravitacional depende de la temperatura y la densidad:

Donde μ es la masa de una partícula, k es la constante de Boltzmann, G es la constante de gravitación universal, T es la temperatura y ρ es la densidad del medio. Para los valores habituales de temperatura y densidad de las nubes moleculares en la Vía Láctea, esta masa crítica oscila alrededor del valor de la masa del Sol: cerca de 2✖10³⁰ kg.

Cuanto más caliente y menos densa es la nube, mayor es la masa de las estrellas que se forman en su interior. Por el contrario, si la nube es fría y densa, sus estrellas tendrán menor masa.

El enfrentamiento entre la gravedad y la presión

La energía potencial gravitatoria de las partículas hacia el centro se transforma en energía cinética -de movimiento- y con ello viene un incremento de temperatura. Así que no solo hay contracción de la materia, también hay calentamiento en el gas, con el consiguiente aumento de la presión.

Ocurre pues el enfrentamiento entre dos fuerzas que se oponen: la presión que ejerce el gas caliente desde el centro y el efecto de la gravedad que quiere comprimir la masa. Esta última resulta ganadora al comienzo, al menos durante el primer millón de años.

A estas alturas, la estructura formada se llama protoestrella y con el tiempo, si todo marcha bien, ambas fuerzas terminarán por equilibrarse y se habrá formado una estrella como el Sol. 

En una nube molecular, repleta de hidrógeno, las estrellas no nacen solas. Hay material suficiente para que se formen muchísimas, aunque con el tiempo no se quedan en el lugar de origen. 

Seguramente el Sol se formó en el seno de una gran nube molecular, junto con otras estrellas y algunos expertos creen incluso que durante algún tiempo formó parte de un sistema binario, según revelan algunas simulaciones por computadora. Némesis habría sido una hermana del Sol, que tomó un rumbo diferente poco tiempo después de nacer.

La contracción y la ignición del reactor central

Para convertirse en un astro fulgurante hace falta una fuente de energía, que solamente aparece si el núcleo alcanza una temperatura lo suficientemente elevada como para echar a andar un reactor de fusión. Este se encarga de convertir hidrógeno en helio, un proceso que emite energía, la cual estabiliza definitivamente a la estrella.

Si esto no ocurriese, el núcleo estelar, a mayor temperatura que la superficie, se calentaría más, pero a la vez transferiría calor hacia esa superficie para lograr el equilibrio térmico. Entonces la gravedad lo haría encoger un poco más, y el proceso se repetiría hasta que el núcleo colapsara.

Por suerte no sucede así, ya que el reactor se encarga de producir energía que impide el colapso, pero mientras esto aún no ocurra, la protoestrella se sigue encogiendo hasta tener un radio un millón de veces más pequeño que el de la nube original.

Esta etapa, en la cual aún no se enciende el reactor central, es llamada de contracción y puede durar alrededor de 30 millones de años. Únicamente se detiene cuando la presión consigue equilibrar a la gravedad.

Equilibrio de fuerzas en una estrella. Fuente: Caltech.

Entonces la estrella se incorpora a la secuencia principal, junto a otras estrellas equilibradas, situación en la que transcurre la mayor parte de su existencia estelar. 

También hay límites de masa para que eso ocurra: entre 0.01 y 100 masas solares. Si la protoestrella tiene menos que 0.01 masas solares, no se calienta lo suficiente como para encender el reactor central y en lugar de una estrella se forma una enana marrón. Y si la masa es mayor, entonces el equilibrio de fuerzas sencillamente no se logra y la protoestrella se desintegra, dispersando de vuelta el material al espacio, en espera de una nueva oportunidad.

¿Y después qué sucede con la estrella?

La masa inicial también determina el tiempo que la estrella pase en la secuencia principal. Cuanto mayor sea la masa, más rápido se gasta el combustible nuclear y la vida de la estrella es más breve,  aunque si el hidrógeno se termina, la estrella comienza a fusionar helio y otros materiales más pesados, pero a expensas de pasar por repetidos procesos de ajuste.

Se estima que el Sol se encuentra ahora en la plenitud de su vida como estrella de la secuencia principal, y como su masa es relativamente pequeña, todavía pasará un buen tiempo allí, unos 5000 millones de años más. 

En cambio estrellas como Betelgeuse y Antares, se ya llegaron a la fase de supergigante roja y están fuera de la tranquila secuencia principal. Estas estrellas ya agotaron su provisión de hidrógeno y para ajustar su fuente de energía a la fusión de helio y seguir manteniendo el equilibrio de fuerzas, se tienen que expandir asombrosamente. 

Tamaños comparativos de algunas de las estrellas de mayor magnitud en el cielo nocturno. Fuente: Wikimedia Commons.

Con el aumento de tamaño, y por ende de la superficie, viene también el incremento de luminosidad, pero también acarrea inestabilidad, ya que las supergigantes rojas se ven obligadas a expeler violentamente grandes cantidades de materia al espacio. 

Las estrellas estables como el Sol también envían algo de materia al espacio, se trata del viento solar, pero de ninguna manera es comparable a las expulsiones de gas que surgen de las gigantes en avanzado estado evolutivo. La inestabilidad va en aumento, hasta que la estrella llega al final de su vida en un gran colapso, llamado explosión de supernova.

Pero si el lector quiere ver estrellas jóvenes, calientes y azules, las hay en el cúmulo estelar de Las Pléyades, en la constelación de Tauro, visible a simple vista y también en la nebulosa de Orión, como por ejemplo las estrellas del Trapecio, para las cuales requiere telescopio.

Las Pléyades en la constelación de Tauro, conocidas como las siete cabritas o las siete hermanas. Fuente: Wikimedia Commons.

Más jóvenes todavía que estas son las estrellas variables de tipo T-Tauri, de masa parecida a la del Sol y  que aún no entran en la secuencia principal.

Como es natural, aún están cercanas a las nubes moleculares donde nacieron y se cree que el reactor nuclear de su centro todavía no está operativo. Pero lo importante es que estas estrellas se pueden ver, y aún más interesante es el hecho de que muchas de ellas aún tienen el disco de materia a su alrededor, como lo comprueban imágenes del telescopio espacial Hubble. Es de esperar que algún día den origen a un sistema planetario como el Sistema Solar, que albergue vida, pero esa es otra historia.

Representación artística de una estrella tipo T-Tauri, con el disco ecuatorial. Fuente: Wikimedia Commons.

La constelación de Orión: ¿Por qué es tan fascinante?

Por F. Zapata

La constelación de Orión es tal vez la constelación más conocida e inconfundible, porque alberga varias de las estrellas más brillantes del firmamento nocturno y además algunos de los objetos más llamativos que podemos apreciar desde nuestra ubicación en la Vía Láctea.

Precisamente el sistema solar se ubica en  el llamado Brazo de Orión de la galaxia.

Orión luce en el cielo como un gran rectángulo en cuyas esquinas hay estrellas de gran magnitud y diferente color. En el centro y formando una diagonal, hay otras tres brillantes estrellas, que apuntan a su vez hacia Sirio, la más brillante de la noche, en la constelación del Can Mayor. 

Figura 1. La constelación de Orión el cazador. Fuente: Pixabay.

Esto hace  del cuadrilátero de Orión una de las constelaciones más grandes de nuestros cielos. Por su ubicación, es visible desde ambos hemisferios casi todo el año, a diferentes horas por supuesto, pero es durante el invierno boreal, o verano austral, que más se disfruta su vista.

A lo largo del año, Orión comienza a verse por el este, poco antes del amanecer desde el mes de julio, hasta que en primavera boreal y otoño austral se le ve ponerse por el oeste al anochecer.

¿De dónde vienen las constelaciones? 

Al mirar al cielo, la imaginación de las personas les hizo ver en esos puntos brillantes, figuras que vincularon a su propia existencia, en forma de leyendas y mitos. Este es el origen de la Astronomía, una de las ciencias más antiguas, si no la que más.

Esas figuras eran diferentes, según la cultura de cada pueblo. Así Orión, cuyo nombre proviene de la riqueza mitológica de la Grecia antigua, era el gigante Al Jabbar para los habitantes del  cercano oriente y el Tigre Blanco para los chinos. 

Los antiguos griegos nos legaron muchos de los nombres con los que seguimos llamando a las constelaciones hoy en día. Y aunque hoy sabemos que la mayor parte de las veces las estrellas no están relacionadas, las constelaciones nos ayudan a ubicar las estrellas y los objetos más llamativos del cielo. 

Por eso para la navegación, las constelaciones siguen vigentes como una manera de orientarse en el océano abierto.

Los antiguos pueblos de Mesopotamia, Babilonia, Egipto y Grecia identificaron 88 constelaciones. Roma difundió este conocimiento a todos los lugares bajo su dominio y de allí quedó como legado del mundo occidental. 

El mito griego de Orión

La constelación de Orión debe su nombre a un poderoso cazador mitológico con mucha confianza en sí mismo. Hay muchas leyendas alrededor de esta figura, por ejemplo se dice que el cazador Orión era tan grande, que podía caminar sin problema por el fondo del mar con la cabeza y los hombros sobresaliendo por encima del agua.

En una versión del mito, la arrogancia de Orión, quien afirmaba que no había fiera a la que no pudiera derrotar, hizo que los dioses decidieran enviar un escorpión para que picara a Orión y acabase con él. 

Figura 2. Orión se enfrenta al Toro por las Pléyades. Fuente: Max Pixel.

Sin embargo Artemisa, la diosa griega de la caza, de quien Orión era compañero, se apiadó de este y le pidió a Zeus que lo pusiera entre las estrellas lejos del escorpión. Por eso cuando Orión asoma por el Este, Escorpio, otra hermosa constelación, se oculta por el oeste y viceversa, para que de esta manera no se puedan siquiera ver.

Las leyendas acerca de Orión son fascinantes, pero como siempre, la realidad supera a la ficción. Además de su belleza, Orión interesa a los astrónomos porque allí existe un núcleo de intensa formación estelar, es decir, hay estrellas naciendo justo ahora, como las de tipo T-Tauri. Y también hay estrellas como Betelgeuse, transitando en las etapas finales de su vida.

Se pueden observar asimismo estrellas variables, estrellas de carbono, aún más ancianas y estrellas enanas de varios colores. Algunas de las estrellas jóvenes (se cree que un 50% de ellas) aún están rodeadas de discos de gas y polvo que podrían dar lugar a sistemas planetarios en el futuro. Orión contiene estrellas en todas las etapas estelares.

Los objetos más impresionantes de la constelación de Orión

Vale la pena contemplar la constelación de Orión, no solamente a simple vista, puesto que se disfruta mucho más con binoculares y telescopios, aún si son de los más pequeños. 

Cualquier amante del cielo seguramente quedará satisfecho con la vista impresionante de la nebulosa de Orión y los distintos colores de las estrellas. Estos dependen de la temperatura de las mismas y en Orión son fáciles de ver las estrellas más calientes, de color blanco y azul.

He aquí algunos de los objetos más increíbles que alberga Orión:

La nebulosa de Orión

Conocida como M42 en el catálogo de Messier, es visible a simple vista en la espada del cazador, como una tenue nube con tinte rosa. Forma parte de un objeto de mayor tamaño y más oscuro, llamado la Nube Molecular de Orión.

La nebulosa de Orión está repleta de objetos estelares jóvenes, que es la forma en cómo los astrónomos llaman a las estrellas en formación, y también de estrellas ya formadas de gran temperatura y color blanco azulado.

Figura 3. La nebulosa de Orión. Fuente: Pixabay.

Son estrellas que corresponden a los tipos espectrales O y B. Los tipos espectrales son categorías para clasificar a las estrellas en función de su temperatura, siendo O y B las más calientes. Este es el sistema de clasificación de Morgan-Keenan.

Para tener una idea, nuestro Sol es de tipo espectral G, una estrella más pequeña y fría que las que componen a la nebulosa.

Las estrellas O y B de la nebulosa de Orión forman asociaciones temporales, que con el tiempo se disuelven.

Rigel

De color blanco azulado, es la estrella más brillante de la constelación de Orión, también llamada β-Orionis. Se ubica en el pie del cazador y en realidad no es una sola estrella, sino un sistema estelar.

Betelgeuse

Aunque no es la estrella más brillante de Orión, los ojos de todo el mundo están puestos en esta espectacular supergigante roja variable en el hombro del cazador.

Se encuentra a unos 640 años luz de distancia y su pérdida de brillo hace pensar que podría convertirse en una supernova en cualquier momento, ya que Betelgeuse se encuentra en las etapas finales de su evolución.

El cinturón de Orión

Se trata de un asterismo, es decir, un patrón visual que los observadores terrestres identifican fácilmente. Popularmente se las conoce como las Tres Marías en algunos lugares. 

Está compuesto de tres estrellas muy calientes, de color blanco azulado: Alnilam, Alnitak y Mintaka, cuya edad se estima en 8 millones de años.

Figura 4. Las estrellas del cinturón de Orión, conocidas popularmente como las tres Marías. Fuente: Wikimedia Commons.

La nebulosa Cabeza de Caballo

Pertenece, al igual que la nebulosa de Orión, a la Nube Molecular de Orión, pero en vez de ser brillante, se trata de una región oscura y fría que se destaca contra un fondo luminoso. La silueta que se forma se asemeja vagamente a la de la cabeza de un caballo.

Figura 5. La nebulosa Cabeza de Caballo. Fuente: PxFuel.

Las estrellas del Trapecio

Son cuatro estrellas visibles con telescopio pequeño en el centro de la nebulosa de Orión, de apenas unos 2 millones de años de edad. Se las denota como Θ-Orionis, que es otra forma de nomenclatura estelar. A muchas estrellas se las llama con una letra griega precediendo la constelación a la que pertenecen. 

Galileo logró ver tres de ellas con su telescopio primitivo en 1610, pero en realidad hay unas 2000 estrellas jóvenes, formando un conglomerado estelar de 10 años luz de diámetro, del tipo llamado cúmulo abierto.

Figura 6. Las estrellas del Trapecio, algunas de las cuales resultan ser sistemas dobles, muy comunes en la Vía Láctea. Fuente: Wikimedia Commons.

Las Oriónidas

Las Oriónidas son estrellas fugaces que se presentan en forma de lluvia, aunque nada tienen que ver con las estrellas mencionadas aquí. En realidad, las Oriónidas son los restos que deja el cometa Halley cuando llega de visita a la Tierra. Cuando esta intercepta la órbita del Halley, se topa con los escombros.

Las Oriónidas se presentan a comienzos de octubre y duran hasta principios de noviembre, cuando muchos de los fragmentos logran ingresar a la atmósfera, se calientan a causa del roce, por lo que emiten un breve destello luminoso.

La nebulosa de la Flama

Se trata de otra nebulosa, que brilla como si tuviese una llama anaranjada en su interior, de allí el nombre. Se encuentra cerca de Alnitak, una de las tres estrellas del cinturón. En su interior contiene estrellas jóvenes y muy calientes, de color blanco azulado.

Figura 7. La nebulosa de la Flama. Fuente: Wikimedia Commons.

Glóbulos de Bok

Son regiones de pequeño tamaño (comparativamente) de cerca de 1 año luz de diámetro, que se encuentran en las inmediaciones de las estrellas en formación. En ellas abundan gases como hidrógeno molecular, helio y otros compuestos en menores proporciones.

Se trata de objetos muy fríos, pero los astrónomos creen que en su interior se dan las condiciones necesarias para que se produzca el colapso gravitatorio que da origen a n uevas estrellas.

El destino de Orión

Nuestros antepasados homínidos sin duda vieron a Orión tal como nosotros la vemos hoy en día, aunque algunas de las estrellas del Trapecio estaban naciendo aún.

Sin embargo, las estrellas que conforman la constelación se dispersarán o incluso habrán desaparecido en el transcurso del tiempo, ya que estos patrones visuales son relativamente efímeros desde el punto de vista del tiempo astronómico. Por suerte tardará mucho en desaparecer, así que podremos seguir disfrutando de esta impresionante vista cada noche, por el resto de nuestras vidas.