20.3: Polvo Cósmico
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Describir cómo podemos detectar polvo interestelar
- Comprender el papel y la importancia de las observaciones infrarrojas en el estudio del polvo
- Explicar los términos extinción y enrojecimiento interestelar
La figura\(\PageIndex{1}\) muestra un ejemplo llamativo de lo que en realidad es una vista común a través de grandes telescopios: una región oscura en el cielo que parece estar casi vacía de estrellas. Durante mucho tiempo, los astrónomos debatieron si estas regiones oscuras eran “túneles” vacíos a través de los cuales miramos más allá de las estrellas de la Vía Láctea hacia el espacio intergaláctico, o nubes de algún material oscuro que bloqueaban la luz de las estrellas más allá. El astrónomo William Herschel (descubridor del planeta Urano) pensó que era el primero, una vez remarcando después de ver uno, “¡Aquí realmente hay un agujero en el cielo!” Sin embargo, al astrónomo estadounidense E. E. Barnard generalmente se le atribuye haber mostrado de su extensa serie de fotografías de nebulosas que esta última interpretación es la correcta (ver el recuadro de características en la Figura\(\PageIndex{1}\)).
Las nubes polvorientas en el espacio traicionan su presencia de varias maneras: bloqueando la luz de estrellas distantes, emitiendo energía en la parte infrarroja del espectro, reflejando la luz de estrellas cercanas, y haciendo que las estrellas distantes se vean más rojas de lo que realmente son.
EDWARD EMERSON BARNARD
Nacido en 1857 en Nashville, Tennessee, dos meses después de la muerte de su padre, Edward Barnard (Figura\(\PageIndex{2}\)) creció en tan malas circunstancias que tuvo que abandonar la escuela a los nueve años para ayudar a mantener a su madre enfermo. Pronto se convirtió en asistente de un fotógrafo local, donde aprendió a amar tanto la fotografía como la astronomía, destinados a convertirse en las pasiones duales de su vida. Trabajó como ayudante de fotógrafo durante 17 años, estudiando astronomía por su cuenta. En 1883, obtuvo un empleo como asistente en el Observatorio Universitario de Vanderbilt, lo que le permitió por fin tomar algunos cursos de astronomía.
Casado en 1881, Barnard construyó una casa para su familia que no podía pagar. Pero como sucedió, un fabricante de medicamentos patentados ofreció un premio de 200 dólares (mucho dinero en esos días) por el descubrimiento de cualquier cometa nuevo. Con la determinación que se volvió característica de él, Barnard pasaba cada noche clara buscando cometas. Descubrió siete de ellos entre 1881 y 1887, ganando suficiente dinero para hacer los pagos de su casa; esta “Casa del Cometa” se convirtió posteriormente en una atracción local. (Al final de su vida, Barnard había encontrado 17 cometas a través de una observación diligente).
En 1887, Barnard consiguió un puesto en el recién fundado Observatorio Lick, donde pronto cerró cuernos con el director, Edward Holden, un administrador abarrotado que hizo miserable la vida de Barnard. (Para ser justos, Barnard pronto intentó hacer lo mismo por él.) A pesar de que se le negó el tiempo de telescopio que necesitaba para su trabajo fotográfico, en 1892, Barnard logró descubrir la primera luna nueva que se encuentra alrededor de Júpiter desde los días de Galileo, una impresionante hazaña observacional que le valió fama mundial. Ahora en condiciones de exigir más tiempo telescópico, perfeccionó sus técnicas fotográficas y pronto comenzó a publicar las mejores imágenes de la Vía Láctea tomadas hasta ese momento. Fue durante el transcurso de esta obra que comenzó a examinar las regiones oscuras entre los abarrotados carriles estelares de la Galaxia y a darse cuenta de que deben ser vastas nubes de material oscureciendo (más que “agujeros” en la distribución de las estrellas).
El astrónomo historiador Donald Osterbrock ha llamado a Barnard un “observaholic”: su estado de ánimo diario parecía depender enteramente de lo claro que prometía ser el cielo para su noche de observación. Era un hombre impulsado, neurótico, preocupado por su falta de formación formal, temeroso de ser despreciado y temeroso de que de alguna manera pudiera volver a caer en la pobreza de su juventud. Tuvo dificultades para tomar vacaciones y vivió para su trabajo: sólo una enfermedad grave podía disuadirlo de hacer observaciones astronómicas.
En 1895, Barnard, habiendo tenido suficiente de las batallas políticas en Lick, aceptó un trabajo en el Observatorio Yerkes cerca de Chicago, donde permaneció hasta su muerte en 1923. Continuó con su trabajo fotográfico, publicando recopilaciones de sus imágenes que se convirtieron en atlas fotográficos clásicos, e investigando las variedades de nebulosas reveladas en sus fotografías. También realizó mediciones de los tamaños y características de los planetas, participó en observaciones de eclipses solares y catalogó cuidadosamente nebulosas oscuras (ver Figura\(\PageIndex{1}\)). En 1916, descubrió la estrella con el mayor movimiento propio, el segundo sistema estelar más cercano al nuestro (ver Analizando Starlight). Ahora se llama Barnard's Star en su honor.
Detectando Polvo
La nube oscura que se ve en Figura\(\PageIndex{1}\) bloquea la luz de las muchas estrellas que se encuentran detrás de ella; fíjese como las regiones de otras partes de la fotografía están abarrotadas de estrellas. Barnard 68 es un ejemplo de una nube relativamente densa o nebulosa oscura que contiene pequeños granos de polvo sólidos. Tales nubes opacas son conspicuas en cualquier fotografía de la Vía Láctea, la galaxia en la que se encuentra el Sol (ver las figuras en La Galaxia de la Vía Láctea). La “grieta oscura”, que discurre longitudinalmente por una larga parte de la Vía Láctea en nuestro cielo y parece dividirla en dos, es producida por una colección de nubes tan oscurecidas.
Si bien las nubes de polvo son demasiado frías para irradiar una cantidad medible de energía en la parte visible del espectro, brillan intensamente en el infrarrojo (Figura\(\PageIndex{3}\)). La razón es que los pequeños granos de polvo absorben la luz visible y la radiación ultravioleta de manera muy eficiente. Los granos son calentados por la radiación absorbida, típicamente a temperaturas de 10 a aproximadamente 500 K, y re-irradian este calor a longitudes de onda infrarrojas.
Gracias a sus pequeños tamaños y bajas temperaturas, los granos interestelares irradian la mayor parte de su energía a frecuencias infrarrojas a microondas, con longitudes de onda de decenas a cientos de micrones. La atmósfera de la Tierra es opaca a la radiación en estas longitudes de onda, por lo que la emisión por polvo interestelar se mide mejor desde el espacio. Las observaciones desde arriba de la atmósfera terrestre muestran que las nubes de polvo están presentes en todo el plano de la Vía Láctea (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Algunas densas nubes de polvo están cerca de estrellas luminosas y dispersan suficiente luz estelar para hacerse visibles. Tal nube de polvo, iluminada por la luz estelar, se llama nebulosa de reflexión, ya que la luz que vemos es luz estelar reflejada en los granos de polvo. Uno de los ejemplos más conocidos es la nebulosidad alrededor de cada una de las estrellas más brillantes del cúmulo de las Pléyades (ver la miniatura del capítulo). Los granos de polvo son pequeños, y tales partículas pequeñas resultan dispersar la luz con longitudes de onda azules de manera más eficiente que la luz a longitudes de onda rojas. Una nebulosa de reflexión, por lo tanto, suele aparecer más azul que su estrella iluminadora (Figura\(\PageIndex{5}\)).
El gas y el polvo generalmente se entremezclan en el espacio, aunque las proporciones no son exactamente las mismas en todas partes. La presencia de polvo es evidente en muchas fotografías de nebulosas de emisión en la constelación de Sagitario, donde vemos una región H II rodeada por una nebulosa de reflexión azul. Qué tipo de nebulosa aparece más brillante depende de los tipos de estrellas que hacen que el gas y el polvo brillen. Las estrellas más frías que alrededor de 25.000 K tienen tan poca radiación ultravioleta de longitudes de onda menores que 91.2 nanómetros, que es la longitud de onda requerida para ionizar el hidrógeno, que las nebulosas de reflexión alrededor de tales estrellas eclipsan a las nebulosas de emisión. Las estrellas de más de 25,000 K emiten suficiente energía ultravioleta que las nebulosas de emisión producidas a su alrededor generalmente eclipsan a las nebulosas de reflexión.
Enrojecimiento interestelar
Los diminutos granos de polvo interestelar absorben parte de la luz estelar que interceptan. Pero al menos la mitad de la luz estelar que interactúa con un grano es meramente dispersa, es decir, es redirigida en lugar de absorbida. Dado que ni la luz estelar absorbida ni la dispersada nos llegan directamente, tanto la absorción como la dispersión hacen que las estrellas se vean más tenues. Los efectos de ambos procesos se denominan extinción interestelar (Figura\(\PageIndex{6}\)).
Los astrónomos llegaron a entender por primera vez la extinción interestelar a principios de la década de 1930, como la explicación de una observación desconcertante. A principios del siglo XX, los astrónomos descubrieron que algunas estrellas se ven rojas a pesar de que sus líneas espectrales indican que deben estar extremadamente calientes (y así deberían verse azules). La solución a esta aparente contradicción resultó ser que la luz de estas estrellas calientes no sólo se atenúa sino que también se enrojece por el polvo interestelar, fenómeno conocido como enrojecimiento interestelar.
El polvo no interactúa con todos los colores de la luz de la misma manera. Gran parte de la luz violeta, azul y verde de estas estrellas ha sido dispersada o absorbida por el polvo, por lo que no llega a la Tierra. Parte de su luz naranja y roja, con longitudes de onda más largas, por otro lado, penetra más fácilmente en el polvo que interviene y completa su largo viaje por el espacio para adentrarse en telescopios terrestres (Figura\(\PageIndex{7}\)). Así, la estrella se ve más roja desde la Tierra de lo que lo haría si pudieras verla desde cerca. (Estrictamente hablando, el enrojecimiento no es el término más preciso para este proceso, ya que no se agrega color rojo; en cambio, se restan los azules y los colores relacionados, por lo que debería llamarse más adecuadamente “desbaratar”). En los casos más extremos, las estrellas pueden estar tan enrojecidas que son completamente indetectables a longitudes de onda visibles y solo pueden verse a longitudes de onda infrarrojas o más largas (Figura\(\PageIndex{6}\)).
Todos hemos visto un ejemplo de enrojecimiento en la Tierra. El Sol aparece mucho más rojo al atardecer que al mediodía. Cuanto más bajo esté el Sol en el cielo, más largo será el camino que debe recorrer su luz a través de la atmósfera. A lo largo de esta mayor distancia, existe una mayor probabilidad de que la luz solar se esparza. Dado que es menos probable que la luz roja se disperse que la luz azul, el Sol aparece cada vez más rojo a medida que se acerca al horizonte.
Por cierto, la dispersión de la luz solar es también lo que hace que nuestro cielo se vea azul, a pesar de que los gases que componen la atmósfera de la Tierra son transparentes. A medida que entra la luz del sol, se dispersa de las moléculas del aire. El pequeño tamaño de las moléculas significa que los colores azules se dispersan mucho más eficientemente que los verdes, amarillos y rojos. Así, el azul en la luz del sol se dispersa fuera del rayo y por todo el cielo. A la luz del Sol que viene a tu ojo, por otro lado, le falta algo de su azul, por lo que el Sol se ve un poco más amarillo, incluso cuando está alto en el cielo, de lo que lo haría desde el espacio.
El hecho de que la luz estelar sea enrojecida por el polvo interestelar significa que la radiación de longitud de onda larga se transmite a través de la Galaxia de manera más eficiente que la radiación de En consecuencia, si deseamos ver más lejos en una dirección con considerable material interestelar, debemos mirar las longitudes de onda largas. Este simple hecho proporciona una de las motivaciones para el desarrollo de la astronomía infrarroja. En la región infrarroja a 2 micrones (2000 nanómetros), por ejemplo, el oscurecimiento es solo un sexto más grande que en la región visible (500 nanómetros), por lo que podemos estudiar estrellas que están más del doble de distantes antes de que su luz sea bloqueada por el polvo interestelar. Esta capacidad de ver más lejos observando en la porción infrarroja del espectro representa una ganancia importante para los astrónomos que intentan comprender la estructura de nuestra Galaxia o sondear su centro desconcertante, pero distante (ver La Galaxia de la Vía Láctea).
Granos interestelares
Antes de llegar a los detalles sobre el polvo interestelar, tal vez deberíamos sacar una preocupación del camino. ¿Por qué no podría ser el gas interestelar el que enrojece estrellas distantes y no el polvo? Ya sabemos por la experiencia cotidiana que el gas atómico o molecular es casi transparente. Considera la atmósfera de la Tierra. A pesar de su densidad muy alta en comparación con la del gas interestelar, es tan transparente que es prácticamente invisible. (El gas tiene algunas líneas espectrales específicas, pero absorben solo una pequeña fracción de la luz a medida que pasa) La cantidad de gas requerida para producir la absorción observada de luz en el espacio interestelar tendría que ser enorme. La atracción gravitacional de una masa tan grande de gas afectaría los movimientos de las estrellas de maneras que podrían detectarse fácilmente. Tales movimientos no se observan, y por lo tanto, la absorción interestelar no puede ser el resultado de los gases.
Aunque el gas no absorbe mucha luz, sabemos por la experiencia cotidiana que diminutas partículas sólidas o líquidas pueden ser absorbentes muy eficientes. El vapor de agua en el aire es bastante invisible. Sin embargo, cuando parte de ese vapor se condensa en pequeñas gotas de agua, la nube resultante es opaca. Las tormentas de polvo, el humo y el smog ofrecen ejemplos familiares de la eficiencia con la que las partículas sólidas absorben la luz. A partir de argumentos como estos, los astrónomos han concluido que las partículas sólidas ampliamente dispersas en el espacio interestelar deben ser responsables de la atenuación observada de la luz estelar. ¿De qué están hechas estas partículas? ¿Y cómo se formaron?
Observaciones como las imágenes de este capítulo muestran que existe gran parte de este polvo; por lo tanto, debe estar compuesto principalmente por elementos que abundan en el universo (y en la materia interestelar). Después del hidrógeno y el helio, los elementos más abundantes son oxígeno, carbono y nitrógeno. Estos tres elementos, junto con el magnesio, el silicio, el hierro y quizás el hidrógeno mismo, resultan ser los componentes más importantes del polvo interestelar.
Muchas de las partículas de polvo se pueden caracterizar como hollínicas (ricas en carbono) o arenosas (que contienen silicio y oxígeno). Los granos de polvo interestelar se encuentran en los meteoritos y pueden ser identificados porque las abundancias de ciertos isótopos son diferentes a lo que vemos en otros materiales del sistema solar. De esta manera se han identificado en el laboratorio varias sustancias de polvo interestelares diferentes, entre ellas grafito y diamantes. (No te excites; ¡estos diamantes son solo una milmillonésima parte de un metro y difícilmente harían un anillo de compromiso impresionante!)
El modelo más aceptado imagina los granos con núcleos rocosos que son como hollín (rico en carbono) o como arena (rica en silicatos). En las nubes oscuras donde se pueden formar moléculas, estos núcleos están cubiertos por mantos helados (Figura\(\PageIndex{7}\)). Los hielos más comunes en los granos son el agua (\(\che{H2O}\)), el metano (\(\che{CH4}\)) y el amoníaco (\(\che{NH3}\)), todos construidos a partir de átomos que son especialmente abundantes en el reino de las estrellas. Los mantos de hielo, a su vez, son sitios para algunas de las reacciones químicas que producen moléculas orgánicas complejas.
Los granos individuales típicos deben ser ligeramente más pequeños que la longitud de onda de la luz visible. Si los granos fueran mucho más pequeños, no bloquearían la luz de manera eficiente, ya que Figura\(\PageIndex{5}\) y otras imágenes de este capítulo muestran que sí.
Por otro lado, si los granos de polvo fueran mucho mayores que la longitud de onda de la luz, entonces la luz de las estrellas no se enrojecería. Cosas que son mucho más grandes que la longitud de onda de la luz bloquearían tanto la luz azul como la roja con igual eficiencia. De esta manera podemos deducir que un grano de polvo interestelar característico contiene de 106 a 109 átomos y tiene un diámetro de 10—8 a 10—7 metros (10 a 100 nanómetros). En realidad, esto se parece más a las motas de materia sólida en el humo del cigarrillo que a los granos de polvo más grandes que podrías encontrar debajo de tu escritorio cuando estás demasiado ocupado estudiando astronomía para limpiarlo adecuadamente.
Resumen
El polvo interestelar se puede detectar: (1) cuando bloquea la luz de las estrellas detrás de él, (2) cuando dispersa la luz de las estrellas cercanas, y (3) porque hace que las estrellas distantes se vean más rojas y más tenues. Estos efectos se denominan enrojecimiento y extinción interestelar, respectivamente. También se puede detectar polvo en el infrarrojo porque emite radiación de calor. El polvo se encuentra en todo el plano de la Vía Láctea. Las partículas de polvo son aproximadamente del mismo tamaño que la longitud de onda de la luz y consisten en núcleos rocosos que son como hollín (ricos en carbono) o arenosos (silicatos) con mantos hechos de hielos como agua, amoníaco y metano.
Glosario
- extinción interestelar
- la atenuación o absorción de la luz por el polvo en el medio interestelar
- enrojecimiento (interestelar)
- el enrojecimiento de la luz estelar que pasa a través del polvo interestelar porque el polvo dispersa la luz azul de manera más efectiva que la roja