No cabe duda que el trabajo astronómico es intenso y muchas veces hay que ingeniárselas de sobremanera para obtener resultados. Hoy quiero acercarlos un poco al conocimiento astronómico puro y en sí al trabajo de un astrónomo. Esta entrada podrá no resultar tan entretenida sobretodo por el marco teórico inicial, no obstante, si sigues leyendo hasta el final te aseguro que habrás aprendido demasiado y no te arrepentirás de haber seguido.
Resulta evidente que cada vez que miramos al cielo y vemos una estrella lo logramos gracias a que nos llega su luz. Dicha luz a atravesado un sin fin de cosas y viajado durante años para llegar hasta nuestros ojos. Esa luz es la única fuente de información directa y "confiable" que tenemos del cielo y justamente sólo gracias a ella podemos estudiarlas. ¿A qué quiero llegar? Un astrónomo cuando empieza a estudiar estrellas se basa siempre en la única magnitud física detectable directamente desde la estrella: su luz y por decirlo de otra manera la pregunta que se hace es: ¿qué tan brillante es? De este modo es que llegamos a definir el concepto de Magnitud, la magnitud es qué tan brillante es una estrella respecto a otra. Es una escala de tipo logarítmica por lo cual si dos estrellas se diferencian en una magnitud igual a 1 quiere decir que una de las estrellas es ¡10 veces más brillante que la otra! si la diferencia fuera un 2 quiere decir que es 100 veces, y si es 3 quiere decir que es 1000 veces y así sucesivamente. Matemáticamente existe una relación entre la magnitud y la cantidad de luz que me llega de la estrella definida por:
Donde F_v es el Flujo de luz que me llega desde la estrella y m_v su magnitud. ¡Ojo con el signo negativo! En astronomía las cosas no son ni tan ordenadas ni evidentes. Para un astrónomo mientras una estrella tenga una magnitud más negativa quiere decir que brilla aún más. Por ejemplo, una estrella de magnitud -10 brilla muchísmo más que una estrella de magnitud 20. La magnitud que acabamos de definir se conoce como magnitud aparente ya que suponemos que no todas las estrellas están a la misma distancia y aquello puede influir en el valor de la magnitud medida. El Flujo es una magnitud que contiene implicitamente la distancia d a la cual se encuentra la estrella; mediante la expresión:
Donde L_v es la Luminosidad de la estrella. Hasta ahora y si se ha fijado he puesto el índice v, ¿qué significa? pues es un índice que está denotando en qué frecuencia quiero recibir la luz. El astrónomo al tomar datos pone delante del CCD (parte del telescopio) un filtro. Este filtro tiene la propiedad de dejar pasar solamente la luz de una banda o por decirlo más simple: ¡deja pasar luz de un solo color! ¿Y para qué sirve? Pues las estrellas poseen distintas propiedades y no todas emiten la misma luz en el mismo color, debido a ello es interesante medir qué tan brillantes son en un color o en otro.
El trabajo del astrónomo en este punto consiste en responderse una pregunta ¿Qué tanto brillarían las estrellas si las pongo todas a una distancia fija? este concepto se conoce como Magnitud Absoluta y es la magnitud que tendría la estrella si estuviera a una distancia de exactamente 10 parsec, esta distancia es sencillamente una convención en Astronomía (se designa por M). Para la magnitud absoluta también son válidas las expresiones anteriores y se puede comprobar que si restamos ambas magnitudes, aparecerá la relación:
Ecuación que es conocida como el módulo de distancia y de ella queremos obtener M_v. Ojo que es una magnitud Absoluta en una banda específico (filtro). Pues tenemos todo pero ¿de donde sacamos la distancia d? Actualmente el astrónomo cuenta con un sin fin de método directos e indirectos para medir y/o suponer la distancia a la que se encuentra una estrella (dichos métodos no serán tocados en esta entrada). Con ello es muy simple obtener la magnitud absoluta de la estrella en una banda fija. A continuación el astrónomo hace lo siguiente: Mide la magnitud aparente en una banda roja y otra azul; las resta y grafica dicha resta vs la magnitud absoluta en la banda que escoja. ¿Suena complicado? Pues tranquilos, la verdad es que es algo sumamente fácil de hacer una vez que le tomas el pulso. A continuación pongo de ejemplo datos que yo mismo he usado para que noten como trabajamos:
ID
|
X
|
Y
|
V
|
EV
|
I
|
EI
|
2385
|
-778.560
|
154.525
|
14.088
|
0.004
|
13.187
|
0.002
|
2669
|
-766.608
|
239.522
|
17.225
|
0.002
|
16.480
|
0.003
|
2706
|
-764.930
|
86.703
|
18.150
|
0.004
|
17.448
|
0.005
|
2786
|
-761.293
|
959.774
|
16.780
|
0.003
|
15.740
|
0.004
|
2819
|
-759.741
|
9.784
|
17.324
|
0.004
|
16.611
|
0.004
|
2848
|
-758.134
|
79.512
|
17.248
|
0.002
|
16.496
|
0.003
|
2874
|
-757.087
|
65.738
|
17.336
|
0.004
|
16.618
|
0.002
|
2913
|
-755.561
|
225.746
|
14.959
|
0.003
|
13.954
|
0.003
|
2914
|
-755.557
|
49.338
|
18.052
|
0.003
|
17.344
|
0.005
|
2942
|
-754.768
|
120.228
|
17.358
|
0.003
|
16.635
|
0.003
|
Cada fila en el archivo representa una estrella y esto solo representa una mínima parte de todos los datos que hay que estudiar. ¡Es necesario estudiar la población completa! Ustedes dirán: "es un trabajo de chinos obtener tantos datos!" pues la verdad que con el desarrollo de softwares hoy el astrónomo debe sencillamente tomar imágenes del telescopio, hacerles un tratamiento (reducciones por bias, dark y flat que son más engorrosas) y luego el software le extrae los datos que el astrónomo le pida (aunque el detectar las estrellas es algo manual y no automático). En la tabla anterior es importante entender a qué se refiera cada columna, para ello nos valemos de la descripción de la primera fila. Según esta, la primera columna es un número de identificación, la segunda la posición X (eje horizontal) dentro de los píxeles de la imagen tomada, la tercera es la posición Y (eje vertical) de los píxeles en la imagen. Las últimas cuatro filas son las que nos interesan y la cuarta y la sexta las más importantes ya que ellas representan la Magnitud aparente de la estrella en las bandas V (visual) e I (infrared), las otras filas son los errores asociados a las mediciones respectivas.
¿Para que toda esta explicación? Pues con estos datos un astrónomo puede finalmente construir el diagrama de Hertzsprung-Russell o sencillamente, un diagrama HR también conocido como diagrama Color-Magnitud. ¿Les dice algo el último nombre? Justamente es lo que queríamos graficar anteriormente. El Color se define como la diferencia de magnitudes aparentes en dos bandas distintas y la Magnitud se refiere a la magnitud abosulta en una de las dos bandas escogidas. ¡Alto! tenemos magnitudes aparentes, como les dije anteriormente con un dato extra, la distancia a la población estelar podemos pasar dicha magnitud a absoluta. Con ello y graficando cada dato se llega a un diagrama como este:
¿Para que toda esta explicación? Pues con estos datos un astrónomo puede finalmente construir el diagrama de Hertzsprung-Russell o sencillamente, un diagrama HR también conocido como diagrama Color-Magnitud. ¿Les dice algo el último nombre? Justamente es lo que queríamos graficar anteriormente. El Color se define como la diferencia de magnitudes aparentes en dos bandas distintas y la Magnitud se refiere a la magnitud abosulta en una de las dos bandas escogidas. ¡Alto! tenemos magnitudes aparentes, como les dije anteriormente con un dato extra, la distancia a la población estelar podemos pasar dicha magnitud a absoluta. Con ello y graficando cada dato se llega a un diagrama como este:
 |
| Arreglar diagrama |
Este gráfico lo he construído yo mismo a partir de datos reales tomados en el observatorio. En él cada punto representa una estrella. Vaya que resulta bonito ahora ¿o no? El meollo de esta entrada es entender qué información me entrega un diagrama HR y como se entiende en ella la evolución de una estrella! ¿Y cómo logro esto? pues hemos llegado a darnos cuenta que existe una relación clara entre la ubicación de una estrella en el diagrama HR y sus características físicas como la temperatura, luminosidad e incluso su edad. Existe una correlación directa entre el eje de color y la temperatura de la estrella: La temperatura crece de derecha a izquierda, o sea, las estrellas de color más rojo son más frías y las estrellas azules las más calientes; de igual manera, existe una relación mucho más evidente entre la magnitud absoluta de su estrella y su luminosidad, esto lo entendemos como: estrellas de magnitud más negativa son más brillantes y las de magnitud más positiva lo son menos (creanme que para todo alumno es complicado acostumbrarse a esta forma de pensar la astronomía donde lo negativo es más y lo positivo es menos, incluso hoy a veces tiendo a confundirme jaja). Las relaciones anteriores las presento en el siguiente diagrama HR tipo.
//Agregar diagrama.
¿Les llama algo la atención? En ambos diagramas presentados existe una línea principal diagonal que se repite. Pues esta línea se ha denominado "Secuencia Principal" o MS (Main Sequence en inglés), esta línea representa la etapa de vida de una estrella que en su núcleo "quema" (fusiona) Hidrógeno. Luego, toda estrella que se encuentra dentro de esta línea está quemando hidrógeno ¡Ya estamos aprendiendo a interpretar el diagrama!
Según la relación que definimos anteriormente serían las estrellas azules (calientes) de alta luminosidad y rojas (frías) de baja luminosidad, o sea todas las estrellas al formarse habitan la Secuencia Principal y a medida que envejecen van moviéndose a través de ella ¿de qué manera se mueven? pues eso es lo que le interesa saber al astrónomo.
En general las estrellas tienen una relación directa entre su masa y su tiempo de vida, en principio, esto es un tema muy importante pero para efectos de esta entrada basta con saber que las estrellas de gran masa son las más luminosas y cuando son jóvenes son de color azul y que viven menos que las estrellas rojas de baja masa y poco luminosas. El por qué de esto se discutirá a fondo en entradas futuras.
//Agregar diagrama.
¿Les llama algo la atención? En ambos diagramas presentados existe una línea principal diagonal que se repite. Pues esta línea se ha denominado "Secuencia Principal" o MS (Main Sequence en inglés), esta línea representa la etapa de vida de una estrella que en su núcleo "quema" (fusiona) Hidrógeno. Luego, toda estrella que se encuentra dentro de esta línea está quemando hidrógeno ¡Ya estamos aprendiendo a interpretar el diagrama!
Según la relación que definimos anteriormente serían las estrellas azules (calientes) de alta luminosidad y rojas (frías) de baja luminosidad, o sea todas las estrellas al formarse habitan la Secuencia Principal y a medida que envejecen van moviéndose a través de ella ¿de qué manera se mueven? pues eso es lo que le interesa saber al astrónomo.
En general las estrellas tienen una relación directa entre su masa y su tiempo de vida, en principio, esto es un tema muy importante pero para efectos de esta entrada basta con saber que las estrellas de gran masa son las más luminosas y cuando son jóvenes son de color azul y que viven menos que las estrellas rojas de baja masa y poco luminosas. El por qué de esto se discutirá a fondo en entradas futuras.
//Por terminar
