Cosas que usan los astrónomos por el placer de molestar a otros científicos

Atención: Guille dice que hace posts “nerdísticos”. Ésta es una demostración de lo que un verdadero post nerdístico es. Y lo simplifiqué lo más que pude, por eso hay enlaces a mansalva que recomiendo leer más que este post. Queda Vd. debidamente advertido.

Los astrónomos tenemos nuestras tradiciones. Todo campo científico las tiene, eso incluye al lenguaje, la forma de utilizar las ecuaciones; bra y kets, hamiltonianos, ecuaciones de estado, son características de distintas ramas de la física. En atmósferas estelares, uno puede plantear las ecuaciones (como la de transporte de energía por ejemplo) de forma diferencial o con integrales; esta última forma es la más común por cómo aparece en algunos libros de texto clásicos. Cosas que pasan, pero no me refiero a ellas. Me refiero a algunos términos que usamos los astrónomos y que, aunque sea por un breve periodo, confunden al científico no-astrónomo que se los encuentra por primera vez. Paso a explicar los dos más controversiales que se me ocurren.

Magnitud versus Flujo

Esto parece diseñado para mosquear a los físicos. Lo de las magnitudes es una pavada, cualquier físico lo entiende. Pero yo sé, por el brillo asesino en sus ojos, que lo aborrecen. La cosa es así: uno puede saber cuánta energía recibe de una fuente (sea una estrella o un foco de 40 watts) midiendo el flujo de energía por unidad de área. Esto es la cantidad de fotones que atraviesan un área dada por segundo. Y uno puede conocer cuánta energía emite la fuente midiendo esto y conociendo la distancia (y  a veces asumiendo ciertas cosas más o menos razonables según sea el caso, como suponer que el objeto emite radiación como si fuera un cuerpo negro) ¿Dónde viene la bronca? Ocurre que en vez de usar erg/s²*m² como el FSM manda, los astrónomos decimos “tiene una magnitud absoluta B=1,5”

¿Lo qué?

Les presento al sistema de magnitudes, una de las tradiciones más viejas de la astronomía. Existen registros de que se usaba desde la época de Hiparcos. Él describe una escala para caracterizar el brillo de las estrellas que va de 1 para la más brillante a 6 para la más débil que se pueda ver a simple vista en una buena noche sin luna. Venimos usándola desde hace mas de 2000 años. Ligeramente tuneada, por supuesto. La escala actualmente en uso se la debemos a Robert Pogson. Como la respuesta del ojo a la luz es logarítmica, Pogson hizo “encajar” esto definiendo a una estrella de magnitud 1 como 100 veces mas brillante que una de magnitud 6, o sea que una estrella de magnitud 2 es más o menos 2.512 veces más brillante que una de magnitud 3, y esta es 2.512 más brillante que una de magnitud 4 (y así). Entonces, mientras más grande el número, más débil la estrella y al revés. Esto da lugar a que objetos más brillantes que magnitud 1 ¡tengan valores negativos!. Así, un objeto de magnitud -2 es mas brillante que uno de magnitud -1. Para complicar las cosas, la luz no es monocromática. Por eso las magnitudes se definen para una longitud de onda (color de la luz) o mejor dicho para un ancho de banda centrado en determinada longitud de onda, en base a los filtros que se usan en los telescopios para trabajar normalmente. Así, tenemos por ejemplo magnitudes en el “ultravioleta” (U), “azul” (B) y “visual” (V), que forman el sistema de Johnson-Morgan. Hay muchos otros sistemas de magnitudes (Ströngrem, útil para derivar metalicidad de magnitudes en cierto tipo de estrellas, o el de Génova).

Más complicaciones: Al ser una escala logarítmica, hay que definir dónde está el “cero”. Antes esto se hacía con Polaris, pero ésta es variable (cambia en luminosidad) lo que daba al traste con cualquier comparación. Después se usó la estrella Vega (mv=0,03) y ahora se usan valores tabulados. Centrada la escala de esa forma, la estrella más brillante (sin contar con el sol) es Sirio, mv=-1,4. La luna llena tiene una magnitud media aparente de -12,74 y el sol llega a -26,74. Dado un flujo de energía de referencia F⁰x, donde “x” es la banda del filtro usado (el color) entonces:

m_{x}= -2.5 \log_{10} (F_x/F_x^0)\, nos da la magnitud aparente del objeto.

Ya que mencioné eso de “aparente”, permítanme complicarla un poquito más. En la ecuación anterior se usa “flujo de energía”. Esto es lo que podemos medir acá en la tierra, o sea que si una estrella es muy luminosa, pero está lejos, la veremos poco brillante. Por eso hacemos distinción entre “brillo”, que se corresponde con la magnitud aparente; es lo que medimos acá (más una correción por la absorción de la atmósfera; las magnitudes que se encuentran en la literatura están corregidas para que sean lo que uno tendría sin atmósfera; después se le agrega la masa de aire que atraviesa la luz de la estrella en función de su distancia al cenit). Por otro lado tenemos la “luminosidad” o magnitud absoluta, que es el “brillo” que tendría el objeto si este estuviera a 10 parsecs de distancia. O sea que la luminosidad nos da una idea de la cantidad real de energía que emite la estrella (o refleja el planeta/asteroide/nebulosa de reflexión/etc). Ésta se suele denotar con una “M” (mayúscula) y se deja la “m” (minúscula) para el brillo, o magnitud aparente. Teniendo ambas uno puede estimar la distancia (la mag. absoluta se puede obtener con mayor o menor precisión (generalmente menor), de modelos teóricos de “cuanto debería brillar” una estrella de cierto tipo espectral. Se obtiene con más precisión en otros casos, como para estrellas variables). Todo eso por no usar flujo de energía. No me sorprende que esto cabree a algún que otro físico…

Metalicidades

No se me había ocurrido que esto podía molestar a alguien, hasta que el año pasado, mientras trabajaba para el proyecto San Luis Coelum (por el IYA2009), charlando con una directora de escuela que resultaba ser licenciada en Química, pasó que abrió los ojos como platos cuando dije que estrellas con alto contenido de carbono y oxígeno en sus atmósferas son más metálicas. Me detuvo la explicación en seco:

 

Esteeeee… ¿cómo dijo?

Si, decimos eso para cabrear a los químicos, pero tiene su razón de ser. En versión resumida, en astronomía llamamos “metales” a todo lo que sea más pesado (con más protones) que el hidrógeno y el helio. El porqué tiene que ver en principio con la composición química del universo temprano y, a consecuencia de ello, de las estrellas más viejas y pequeñas.
Ufff… ¿por donde agarro esto? Es parte de un tema que me gusta y en el que he trabajado algo (y tal vez siga más adelante) pero voy a tratar de ser breve. El término metalicidad se usa para indicar la cantidad relativa de hierro respecto a hidrógeno en la atmósfera de una estrella. Hasta acá todo bien, nadie se ofende. El tema es que desde que se empezó a estudiar la composición química de las estrellas mediante espectroscopía, una de las cosas que se notó fue que habían dos tipos de poblaciones estelares (ahora se especula sobre tres). Las de población I son extremadamente ricas en metales, y ahora sabemos que son estrellas que se han formado recientemente, incorporando gas y polvo que fue sintetizado en el nucleo de otras estrellas. Se las encuentra típicamente en los llamados “cúmulos abiertos” o “galácticos”. El sol es una estrella de población I. Las estrellas de población II son más pobres en metales. Esto es, contienen muchos menos átomos en sus atmósferas de cualquier cosa que no sea hidrógeno o helio. Se encuentran típicamente en cúmulos globulares, como Omega Centauri. Lo que ocurre es que estrellas de muy baja masa duran mucho, y sabemos que las estrellas de baja masa y pobres en metales que observamos llevan muchísimo tiempo existiendo. La baja metalicidad es consecuencia de haberse formado a partir de una nube de gas y polvo pobre en metales, que es lo que se supone que ocurrió en el pasado; mientras más cerca del “principio” del universo, menos elementos pesados. Estos se forman en los núcleos de las estrellas y no son parte de la composición primordial del universo, tal como lo predice el modelo cosmológico estándar (LCDM, le decimos de cariño. Guille, creéme que querés hacer click en ese enlace. Dale.) En un principio todo era hidrógeno y algo de helio (y trazas de litio y berilio), por lo que las estrellas que se formaron al principio sólo contenían eso. Las más masivas formaron elementos más pesados y los incorporaron al ISM, mientras que las menos masivas siguen existiendo hasta ahora y por eso observamos que son pobres en elementos pesados.


Si si. Todo eso está muy bien, pero ¿cómo uso esto para molestar a un químico?
Bien, dije antes que las abundancias de los elementos se pueden determinar con espectroscopía*. No me quiero estirar más en un tema que me gusta para no hacer post dentro de post dentro de post, pero voy a mencionar que lo que se hace es “descomponer” la luz en sus distintos colores; se ve un “arcoiris” (espectro) y resulta que para una estrella típica ese espectro tiene partes que le faltan, llamadas “líneas de absorción”. Estas líneas son la “huella digital” de todos los elementos químicos en la fotósfera de esa estrella y nos da idea de la velocidad de rotación (Doppler), la velocidad a la que la estrella se aleja o se acerca (Doppler otra vez), el campo magnético (efecto Zeeman), el campo eléctrico (efecto Stark), la velocidad de turbulencia del gas que produjo esa linea junto con otras cosas más e, importante en nuestro caso, la “abundancia” de esos elementos. Una de las líneas más fáciles de medir son las del hierro. Por eso hablamos de metalicidad. Pero junto con el hierro, suelen aparecer (a grandes rasgos y sin hablar de estrellas CP) todos los otros elementos en mayor o menor medida. O sea que decir que una estrella es “metálica”, implica normalmente que tiene también mucho oxígeno, carbono, nitrógeno, neón, etc. Y viceversa. Si estamos hablando por ejemplo, de una estrella de carbono (carbon star) es perfectamente válido decir que es rica en metales. Aprovéchese de esto a discreción cuando tenga un químico en frente.

*Se puede hacer de forma menos precisa con fotometría “midiendo” la cantidad de luz en longitudes de onda más largas y más cortas que la línea de Balmer H(beta). Si hay muchas líneas de hierro, la parte “hacia el rojo” de la línea de Balmer presentará más absorción, por lo que midiendo dos magnitudes y armando un índice de color, uno se puede dar una idea de la metalicidad de la estrella.


Yapa: Tachando diferenciales alegremente, a.k.a.: hacérsela jurar por un matemático.


Este es un pequeño placer que no está restringido a la astronomía, sino que disfrutan también físicos, ingenieros y otros por igual. No lo voy a explicar porque el truco consiste en que el matemático crea que lo hacemos pensando que es válido, en vez de integrar a ambos lados de la ecuación como corresponde. Quien se haya animado a hacerlo en un exámen de análisis matemático sabe que la cara del profesor de turno es impagable. Y una buena distancia, prudente. (Yo lo hice. Después de que me entregaran la libreta con la nota y de camino a la puerta, pero lo hice. Priceless.)

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11 respuestas a Cosas que usan los astrónomos por el placer de molestar a otros científicos

  1. ye olde fox dijo:

    Muy bueno, pero falto algo que le molesta a los geofísicos, los estudios astrogeodinámicos de la tierra , esto molesta mucho al Cuate..jaja

    • Gabinni dijo:

      Todo molesta a las otras ramas. Los matematicos piensan que lo fisicos son unos chantas, los fisicos que los ingenieros son chantas y los ingenieros que otros ingenieros son los chantas. Mas que los estudios astrogeodinamicos creo que lo que mas molesta a los geofisicos son los recursos magicos geologicos que suelen aparecer a veces…

  2. dama dragón dijo:

    A no ser que incluyas extraterrestres con jardines y mascotas incluidas, no podes hacer que los que practicamos en ciencias biológicas (SI es una ciencia) llámese biología, medicina o en mi caso veterinaria, no podés incluirnos en esa pulla científica…
    (Ronny es una excepción)

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