Astrofísica. James Binney

que permite que este objeto increíblemente denso no colapse bajo la presión de su propia gravedad es una manifestación pura de la mecánica cuántica: aunque la estrella se enfríe, sus electrones se moverán casi a la velocidad de la luz, ya que de no ser así, el que tenga menos energía violaría el principio de incertidumbre de Heisenberg, que requiere que un electrón, cuya ubicación sea relativamente certera tenga un momento muy incierto. Además, el principio de exclusión de Pauli prohíbe que dos electrones ocupen el mismo estado cuántico, por lo que la mayoría de los electrones están obligados a ocupar estados sumamente energéticos, ya que los primeros estados que evitan ir contra el principio de Heisenberg ya están ocupados.

      Chandrasekhar, sumamente emocionado por su maravillosa teoría, quedó devastado cuando la figura dominante de la astrofísica británica, Sir Arthur Eddington, la descartó, considerándola un sinsentido. Eddington no aceptaba el principio de Zwicky ni la mecánica cuántica, una teoría bastante excéntrica que buscaba explicar (hasta cierto punto) el comportamiento de los átomos, aplicado a las estrellas. Sin embargo, Chandrasekhar estaba en lo correcto, y cerca del Sol existe un número bastante elevado de estas estrellas frías e hiperdensas que se sustentan únicamente por un efecto de mecánica cuántica.

      En los Capítulos 3 y 8 veremos otros ejemplos de predicciones exitosas de cosas asombrosas, logradas a través del uso creativo de la física. El principio de Zwicky funciona debido a que el universo es tan enorme y variado que la naturaleza ha llevado a cabo un número fantástico de experimentos en él. La tierra es un lugar muy interesante, aunque restringido, por lo que, si desea entender el mundo material, a veces habrá que mirar hacia arriba y más allá de ella.

      Nota sobre las unidades de medida

      Las unidades científicas estándar, es decir, los kilos, metros, segundos, etc. se correlacionan con la experiencia humana habitual, por lo que requerimos números a veces muy grandes cuando las ocupamos en astrofísica. Para nosotros, una unidad de masa más útil es la masa del Sol M/ = 2,00×1030 kg, en que 1030 es la abreviación de un uno seguido de treinta ceros.

      En cuanto a los sistemas planetarios, una unidad de medida útil es la unidad astronómica (AU) que es la distancia media entre la Tierra y el Sol. 1 AU = 1,50 × 1011 m, en otras palabras, 150 millones de kilómetros. A una escala galáctica o cosmológica, incluso la AU es demasiado pequeña como para ser útil, por lo que se utiliza el pársec (pc), que es la distancia a la que una estrella que se mantiene estacionaria en relación al Sol al observarla desde la tierra parece moverse en el cielo un segundo de arco por trimestre (Figura 1).

      Figura 1. Un pársec es la distancia a la que la distancia entre el Sol y la Tierra (1 AU) subyace un ángulo de un segundo de arco (1/3.600°).

      Desde un punto de vista trigonométrico, 1 pc = 2,06 x 105 AU = 3,09 x 1016 m. Las estrellas más cercanas están a aproximadamente un pársec de distancia, mientras que el centro de nuestra galaxia está a 8,3 x 103 pc = 8,3 kpc (kilopársecs) de distancia. En promedio, una galaxia tan luminosa como la nuestra tiene un volumen de aproximadamente 10 Mpc3(megapársecs cúbicos).

      Por lo general ocupamos el año (1 yr = 3,16 x 107 s) como unidad de medida de tiempo, aunque muchas veces necesitamos trabajar con escalas de tiempo más extensas, ya que las estrellas evolucionan durante miles de millones de años, así que usualmente escribimos Ma para megaaño y Ga para gigaaño, en que 1 Ga = 1,000 Ma = 109 años.

      El kilómetro por segundo es una unidad de medida útil para la velocidad: la Tierra orbita al Sol a una velocidad de ~30 km s-1 y el Sol al centro de la galaxia a ~240 km s-1. Un objeto que viaja a 1 km s−1 cubre ~1 pc en 1 Ma, o 1 kpc en 1 Ga. Por ejemplo, en un gigaaño, el Sol recorre ~240 kpc, mientras que su ruta a lo largo de la galaxia tiene 2π x 8,3 kpc = 52 kpc de longitud, por lo que le da casi cinco vueltas en un gigaaño.

      La unidad estándar de energía es el Watt (W) (aproximadamente equivalente a la tasa de trabajo al levantar un kilo a 0,1 metro por segundo). La luminosidad del Sol, L/ = 3,85 x 1026 W es una unidad de medida conveniente para la astrofísica. La electricidad generalmente se cobra por kilowatt hora, o 3,0 x 10−28 L/yr. La explosión de una supernova (Capítulo 3, “Estrellas que explotan”) inyecta una cantidad de energía equivalente a ~8,2 x 109 L/yr al gas interestelar que la rodea.

      A pesar de que L/yr es una unidad de energía útil para objetos astronómicos, no sirve para los átomos. Al hablar de átomos y objetos subatómicos, la unidad que conviene utilizar es el electronvoltio (eV). 1 eV es la energía que se requiere para mover un electrón a través de una diferencia de potencial de 1 voltio y equivale a 10-53 L/yr. Los fotones que pueden detectar nuestros ojos tienen aproximadamente 2eV de energía, así que en un año el Sol emite ~1053 fotones.

      CAPÍTULO 2

      GAS ENTRE LAS ESTRELLAS

      El espacio entre las estrellas no está completamente vacío, aunque es un vacío mucho mejor que cualquiera que podamos crear en la tierra. En promedio, el gas cercano al Sol contiene 1 átomo por centímetro cúbico (cm3), mientras que el aire contiene ~1019 átomos por centímetro cúbico, por lo que el espacio cercano al Sol podría describirse como un ultra alto vacío de 10-19 bar.

      Absorción y enrojecimiento interestelar

      Este gas increíblemente tenue, que es en su mayor parte hidrógeno y helio, se manifiesta de distintas maneras. Una de las más simples e importantes es mediante la absorción de la luz de las estrellas. De hecho, no es el gas en sí mismo el que absorbe esta luz, sino las partículas diminutas de humo contenidas en el gas. Los astrónomos llaman a estas partículas granos de polvo estelar, sin embargo, humo es un nombre mucho mejor, ya que, como veremos en el Capítulo 3, “La vida después de la secuencia principal”, se forman a partir de los gases emitidos por ciertas estrellas de la misma manera en que se forma el hollín en una vela que se consume, o el humo en el aire que pasa por una fogata.

      Por supuesto, la efectividad con la que el polvo absorbe la luz de las estrellas depende de su densidad y, en consecuencia, de la densidad del gas en el que está contenido. Coincidentemente, la masa de polvo por masa de unidad es relativamente constante en nuestra galaxia. En algunas orientaciones el número de estrellas por unidad de área del cielo se reduce drásticamente debido a que en su proximidad existen nubes densas de gas que las ocultan detrás de ellas (Figura 2).

      Figura 2. Glóbulo oscuro.

      Si observa el Sol a través del humo de una fogata, verá que parece más rojo de lo normal, ya que la luz azul es absorbida con mayor facilidad por las partículas pequeñas que la luz roja, por lo que es más probable que esta última pase a través del humo. La física de esta absorción selectiva se puede ver reflejada en que una antena no capta de forma eficiente la radiación con longitudes de onda mucho mayores que su largo. En los años sesenta, las antenas aéreas de televisión comenzaron a hacerse más pequeñas al comenzar la transmisión en UHF (a ~0,3 GHz [gigaHertz]) y los teléfonos móviles se redujeron y dejaron de tener antenas visibles cuando el costo de fabricar componentes electrónicos que pudieran procesar la radiación en longitudes de onda de aproximadamente 15 cm se redujo. La gran mayoría de los gránulos de polvo interestelar miden menos de un micrón (10-3 mm), por lo que las ondas con longitudes de onda mayores a un par de micrones no se ven mayormente afectadas por el polvo. De hecho, podemos ver directo en las nubes de polvo interestelar de mayor densidad observando a longitudes de onda de algunos micrones, cuatro veces más grande que la longitud de onda de ~0,5 micrón de la luz visible.

      Dado que los granos de polvo absorben la luz azul y ultravioleta de forma efectiva, las estrellas visibles a través de nubes interestelares se ven más rojas que aquellas en que la cantidad de gas es menor. Mediante la comparación de sus colores, podemos determinar el enrojecimiento de la estrella más roja, y, en consecuencia, la cantidad de polvo y gas en la línea de visión hacia ella. Esto fue lo que permitió determinar por primera vez la existencia de gas interestelar.

      Polvo