Estrellas: El conocimiento de la luz II

En el post anterior de esta serie, había comentado qué es un espectro y que aspecto tiene. Pero su forma nos planteaba una nueva pregunta:

¿Porqué tiene esa forma?

Cuando en la naturaleza se encuentra un hecho experimental, no podemos quedarnos ahí. Es fundamental usar la física que tenemos para explicar porqué es así, ya que hasta que no lo consigamos no habremos entendido el problema realmente. Pero si la física conocida no es suficiente, hay que plantear nuevas opciones que sean consistentes al mismo tiempo con la física anterior pero también con los nuevos hechos experimentales, cambiando toda nuestra percepción de la física en el proceso. El problema de la forma del espectro fue uno de esos problemas.

A finales del siglo XIX y principios del XX el problema del cuerpo negro traía de cabeza a los mejores cerebros de la época. El problema consistía en explicar por qué cuando algo se calienta emite radiación, y por qué la emite  como un espectro:

Podéis comprar la forma de estas curvas con lo que obteníamos experimentalmente del Sol. El parecido no es para nada casual: el Sol se comporta como un cuerpo negro. Fuente: Wikipedia

Tenéis que pensar que lo que se trata de explicar es la razón por la cual, cuando se calienta suficiente algo empieza a brillar, por ejemplo, un metal “al rojo vivo”, el magma de un volcán, las brasas de una barbacoa o en una bombilla (de las de filamento incandescente). En todos estos casos se trata de algo tan caliente que empieza a emitir luz. La cuestión es que si midiéramos la radiación de estos objetos, obtendríamos un espectro con similar forma al del Sol (aunque no igual, como ya veremos).

Debo señalar que el nombre técnico “cuerpo negro” se refiere a un cuerpo “ideal”, capaz de emitir y absorber cualquier longitud de onda por igual. Como ya vimos, los colores de los objetos se generan debido a que absorben más algunas longitudes de onda que otras. Por tanto aquí negro indica que no posee preferencia de absorción o emisión, sin embargo no implica que el objeto tenga que ser literalmente de color negro.

La física clásica (la previa al siglo XX) no sólo no lograban explicar la fórmula, si no que llevaban a la absurda conclusión de que se emitía una cantidad infinita de energía.

En 1901, un tipo muy listo, llamado Max Planck encontró la ley física que describía el funcionamiento del cuerpo negro, llamada en su honor Ley de Planck.Esta ley describe la intensidad que se emite para cada longitud de onda dependiendo de la temperatura a la que esté el cuerpo.

Lo revolucionario de esta ley es que para su deducción requería inevitablemente admitir la hipótesis cuántica (que había propuesto Planck en 1900):  la energía de la radiación electromagnética no puede tener cualquier valor, si no que está discretizada* en “paquetes”, más tarde bautizados como fotones. Para que lo entendáis fácilmente: a la luz le pasa como al dinero. Vosotros no podéis pagar 0,031 céntimos de euro, sencillamente, porque la moneda más pequeña que hay es el céntimo de euro. Así, la luz y el dinero no pueden tener cualquier valor, si no que están discretizados (toma valores discretos concretos). Podéis tener 2 céntimos o 2 fotones, pero no 2,5 céntimos o 2,5 fotones.

Todo esto fue el comienzo de la física cuántica, que nos ha permitido entender cómo se comporta la naturaleza a pequeñas escalas y ha cambiado radicalmente nuestra forma de entender el universo a lo largo del último siglo.

La historia de la física está muy bien, pero ¿qué nos dice esto de una estrella?

La forma del espectro depende de la temperatura, tal como expresa la Ley de Planck. Por tanto, si conocemos el espectro del Sol experimentalmente, podremos conocer la temperatura de su superficie**. Por extensión, si obtenemos el espectro de otras estrellas, podremos conocer también sus temperaturas.

En concreto se emplea la Ley de desplazamiento de Wien, que se deduce matemáticamente a partir de la Ley de Planck. Esta Ley nos relaciona la longitud de onda del máximo de intensidad  (la “cima de la montaña”) de un espectro, con la temperatura del cuerpo que ha emitido dicho espectro:

Cada curva, dadas por la Ley de Planck, corresponde a una temperatura diferente que podéis ver indicada junto a ella. Fuente: Wikipedia

De esta manera tenemos una forma de medir la temperatura de las estrellas sólo con su luz, sin necesidad de tener que mandar sondas a medirla.

Gracias a que podemos conocer la temperatura podremos clasificar las estrellas en grupos, llamados “clases espectrales”. Lo que nos va a permitir deducir una gran cantidad de información de las estrellas: si son jóvenes o viejas, su masa y su tamaño. Todo esto lo explicaré próximos post.

Por otro lado, queda en el aire una pregunta muy importante, que puede que se os ocurra si miráis de nuevo el espectro experimental del Sol y lo comparáis con una de esas curvas teóricas:

¿Qué son todos esos cortes y picos que tiene? Parece cómo si le hubieran cortado trozos... ¿no?

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