LAS
MARAVILLAS DE LA LUZ
1. LA NATURALEZA DE LA LUZ
LOS astrónomos se pueden considerar como los
mejores detectives del
mundo, pues para estudiar el Universo cuentan con una sola pista: la luz. Un
astrónomo no puede realizar experimentos mediante los cuales manipule a sus
objetos de estudio. Todo lo que sabemos de los cuerpos celestes, su masa,
temperatura, tamaño, composición química, distancia, etc., lo deducimos a
partir de la luz que recibimos de ellos. En este capítulo trataremos de dar
respuesta a las preguntas: squé es la luz?, y scómo podemos descifrar su
mensaje?
Cuando recibimos la luz de una estrella distante, por ejemplo Vega, el ojo
responde a una señal que empezó su viaje hace 26 años (Vega está a 26 años luz
de distancia). Cuando esa señal llega al ojo, produce cambios químicos en la
retina, que son transmitidos por el nervio óptico al cerebro como sensación de luz. La fisiología nos
explica el viaje de la luz desde la retina al cerebro; queda el problema de
explicar el viaje de la luz a través de los espacios interestelares e
intergalácticos. Durante cientos, miles y billones de años las ondas de luz
pueden viajar por un vacío casi perfecto. Pero, si no hay materia, scómo puede
existiruna onda? Usualmente se piensa en una onda como
el resultado de la vibración de partículas materiales; como
ejemplo tenemos las olas en el agua o las ondas sonoras, que se transmiten por
la vibración de las partículas del
aire; en el vacío no es posible transmitir sonido ni ninguna onda material.
sQué clase de ondas es entonces la luz? sQué clase de vibración se propaga a
través del
vacío?
La respuesta a estas preguntas fue descubierta hace más de un siglo por James
Maxwell, un físico escocés. Las vibraciones de una fuerza eléctrica pueden
atravesar el vacío sin partículas que las transporten. La luz es un tipo de
vibración eléctrica. Para comprender esta
idea, consideremos una partícula eléctricamente cargada, un electrón. Éste se
halla rodeado de un campo de fuerza eléctrica, que ejerce en todas direcciones.
Si el electrón vibra, dicha vibración será transmitida a otras partículas
cargadas a través del
campo (que es un concepto físico de un medio inmaterial). En 1865, Maxwell
realizaba estudios sobre la electricidad, y, de una formulación matemática,
logró deducir que la velocidad con que se transmiten las ondas eléctricas es de
trescientos mil kilómetros por segundo. Maxwell no pensaba en absoluto en la
luz al hacer sus cálculos; sin embargo, se dio cuenta de que esta velocidad
coincidía con la velocidad de propagación de la luz medida varios años antes.
Algunos pensaron que era una casualidad, pero Maxwell concluyó que las ondas de
luz estaban directamente relacionadas con vibraciones de la fuerza eléctrica.2.
ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO
Existe una ley fundamental del
magnetismo, que dice: una corriente eléctrica produce un campo magnético. La
oscilación de una carga eléctrica induce entonces una onda eléctrica y una onda
magnética que se mueven juntas. Estas ondas son inseparables, y a la
combinación de ambas se le denomina una onda electromagnética. La luz es una
onda electromagnética. Hay otros tipos de radiación que asimismo son ondas
electromagnéticas: los rayos γ, rayos X, rayos ultravioleta e infrarrojos,
el radar, las señales de TV y de radio. Todas estas radiaciones se transmiten
con la misma velocidad (la velocidad de la luz, c = 300 000 km/seg), y
conforman el espectro electromagnético. La diferencia entre las distintas
partes del
espectro electromagnético es la longitud (o frecuencia) de las ondas. (Figura
13.)
La retina del ojo humano es sensible a frecuencias entre 4.3 x l014 vibraciones
por segundo (usualmente se usan las unidades de ciclos por segundo, cps o
Hertz, Hz) y 7.5 x 1014 Hz. Por ello, a esta banda de frecuencias se le llama
región visible del espectro electromagnético. Los límites de esta banda
corresponden a los colores límites del arco
iris: una señal de frecuencia 7.5 x 1014 Hz se registra en el cerebro como color azul-violeta y una señal de frecuencia 4.2 x
1014 Hz como
color rojo. El ojo no responde a frecuencias mayores (luz ultravioleta, rayos
X, rayos γ) ni a frecuencias menores (luz infrarroja, ondas de radio).
Esto se debe a que, de toda la radiación electromagnética emitida por elSol, la
única parte que no es absorbida por la atmósfera y llega hasta la superficie de
la Tierra, es la banda comprendida entre esas frecuencias limite.1 El ojo
humano ha evolucionado para responder a la necesidad de ver objetos sobre la
superficie de la Tierra por medio de la luz solar. En otro planeta, con una
atmósfera cuya composición fuese tal que absorbiese, por ejemplo, la banda
visible y fuese transparente a la banda infrarroja, la evolución podría generar
criaturas con ojos sensibles a la luz infrarroja. En estas páginas se muestra
(Figura 13) el espectro electromagnético y las características de transparencia
de la atmósfera terrestre a las diversas frecuencias.
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Figura 13. El espectro electromagnético se extiende desde las ondas de radio a
grandes longitudes de onda (baja frecuencia) hasta los rayos gamma a bajas
longitudes de onda (alta frecuencia). En la figura se muestra la transparencia
de la atmósfera terrestre a los diferentes tipos de radiación. Como se ve, sólo las ondas de radio y la luz
visible llegan a la superficie terrestre.
Hasta hace menos de cincuenta años, a los astrónomos les resultaba inaccesible
el estudio de la radiación de los cuerpos celestes fuera de la banda visible.
Sin embargo, con el desarrollo de la radioastronomía y de la astronomía desde
el espacio exterior, ha comenzado el estudio de la radiación de los cuerpos
celestes en casi todo el espectro electromagnético. De esto nos ocuparemos en
los capítulos III y V del presente libro.
3. RADIACIÓNTÉRMICA
Una estrella, o cualquier otro objeto suficientemente caliente, radia ondas
electromagnéticas de todas las frecuencias, desde infinitamente pequeñas hasta
infinitamente grandes. Sin embargo, no todas estas ondas tienen la misma
intensidad. La intensidad es siempre baja para muy altas o bajas frecuencias y
es máxima a una cierta frecuencia intermedia. sQué es lo que determina esta
frecuencia? Para responder esta pregunta
pensemos en una barra de hierro que se calienta en un horno de alta
temperatura. Al principio, el hierro se calienta pero no emite un resplandor
visible debido a que el máximo de la radiación se encuentra en la región
infrarroja. Conforme aumenta su temperatura, el hierro empieza a emitir luz,
tomándose sucesivamente de rojo intenso a color naranja, amarillo y finalmente blanco.
Este experimento muestra que es la temperatura del objeto lo que determina a qué longitud
de onda (frecuencia) se radia la mayor parte de la energía. Al aumentar la
temperatura, la energía se radia a mayores frecuencias.
La radiación emitida por un objeto debido a su temperatura —y en equilibrio
termodinámico— se denomina radiación térmica. Este objeto puede ser un sólido, como la barra de hierro del
ejemplo anterior, un líquido, como el metal
fundido o la lava, o un gas, como
el de los focos de neón, las estrellas o el gas interestelar. En lo que sigue
nos ocuparemos de la radiación de los gases incandescentes que constituye uno
de los objetos fundamentales de estudio de la astrofísica moderna.
La técnicamás importante usada por los astrónomos para descifrar el mensaje de
la luz, es la espectroscopia. Esta técnica nos permite descomponer la luz
blanca en sus componentes de diversas frecuencias (o colores). Una manera
sencilla de hacer esto es mediante un prisma. Cuando en el aire hay suspendidas
gotitas de agua, éstas hacen las veces de prisma y observamos el espectro de la
luz solar en forma muy hermosa: el arco iris.
Del análisis
espectroscópico de la luz de las estrellas y las galaxias podemos extraer una
gran cantidad de información; para poder comprender cómo, debemos hacer un
paréntesis y profundizar un poco más en nuestro conocimiento de la luz, esta
vez a través de la estructura atómica de la materia.
Un profesor alemán de física, llamado Kirchhoff, fue el primero en darse cuenta
de que un gas incandescente, al emitir luz, envía un código que depende de los
átomos que lo componen. Así, la luz emitida por cada tipo de átomos es
diferente y del análisis de la luz se puede
determinar la composición química del
gas.
Los electrones en un átomo giran alrededor del
núcleo, atraídos por una fuerza eléctrica, de manera parecida a como los satélites giran
alrededor de la Tierra atraídos por la fuerza de gravedad. Sin embargo, las
órbitas de los electrones son diferentes a las de los satélites. Cuando
lanzamos un satélite, la órbita puede estar a cualquier distancia de la Tierra
que escojamos, dependiendo sólo de la potencia del cohete Sin embargo, las
leyes comunes que gobiernan el movimiento de los cuerposmacroscópicos no explican
al mundo atómico. De acuerdo con las leyes del
mundo atómico, un electrón puede girar alrededor del
núcleo atómico únicamente en órbitas a determinadas distancias del núcleo atómico. En
el átomo de hidrógeno, por ejemplo, la menor órbita posible para el electrón
tiene un radio de 0.53 Å (el angstrom es una unidad de longitud usada en la
física atómica, su símbolo es Å y es igual a una cienmillonésima parte de un
cm). La siguiente órbita permitida por las leyes atómicas tiene un radio de
2.12 Å. En ningún átomo de hidrógeno del Universo existe un electrón con una
órbita intermedia entre estas dos. Estas leyes fueron formuladas por el físico
danés Niels Bohr en 1910 y sentaron el fundamento de la mecánica cuántica y con
ella la comprensión de la estructura atómica. Asimismo existen leyes que
restringen el número de electrones que puede haber en cada órbita (a las
órbitas se les llama también capas o niveles). Así, el hidrógeno, el átomo más
sencillo, tiene un electrón en la primera capa. Le siguen el helio con dos
electrones en la primera capa, el litio con dos en la primera y uno en la
segunda, etcétera (Figura 14).
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Figura 14. Esquema orbital de los átomos de (a) hidrógeno, (b) helio y (c)
litio.
Esta es la estructura de un átomo no excitado. Al estado no excitado se le
denomina estado base. Pero si una partícula choca con el átomo (en un gas los
átomos chocan unos con otros continuamente) un electrón puede absorber energía
de esta colisión, liberarse de su órbita y brincar a otraórbita (siempre de un
radio permitido por las leyes). Este electrón será un electrón excitado, y del átomo se dice que pasa del estado base a un estado excitado. Si la
fuerza de la colisión es suficientemente grande, el electrón puede desprenderse
por completo del
átomo. Un átomo que ha perdido un electrón se denomina un átomo ionizado (o un
ion), si ha perdido dos electrones estará doblemente ionizado y así
sucesivamente. Al perder todos sus electrones estará totalmente ionizado.
Usualmente los electrones más perturbables por las colisiones son los de las
capas más externas; los de las internas están más fuertemente atados al núcleo
y, además, los electrones de las capas exteriores actúan como una pantalla eléctrica contra las
perturbaciones de electrones sueltos.
Cuando un electrón ha brincado a una órbita más alta, no se queda ahí
indefinidamente. Después de un cierto tiempo —característico de cada órbita de
cada tipo de átomo— tiene una tendencia natural a regresar a su estado base, lo
cual hace mediante una transición repentina. Los tiempos típicos para estas
transiciones de regreso al estado base son de una cienmilésima de segundo. Lo
fundamental de este proceso es que la energía excedente que tenía ese electrón
—energía de excitación que había absorbido de la colisión efectuada— es emitida
en forma de luz al regresar el electrón a su estado base. El electrón emite un
cuanto de luz o un fotón, y así se desexcita.
Un fotón es una partícula luminosa. La vieja discusión que se había dado entre
Huygens y Newtonsobre si la luz son ondas o partículas, fue resuelta por la
mecánica ondulatoria: la luz es una dualidad: onda y partícula al mismo tiempo.
Este concepto se extiende a todos los objetos del Universo y su formulación le
valió el premio Nobel a Luis de Broglie. El concepto de dualidad es extraño a
nuestra manera de pensar; sin embargo, es natural en otras filosofías como, por ejemplo, las
que emanan de las religiones hindú y budista.
La energía del fotón emitido, que es
directamente proporcional a la frecuencia de la luz emitida,2 tiene un valor
preciso y determinado por la diferencia de la energía del electrón antes y después de la
transición. Puede también suceder que un electrón pase de un estado excitado a
otro menos excitado —de una órbita externa a una más interna, que pueden ser
sucesivas o no— antes de llegar a su estado (órbita) base. En cada transición
se emitirá un fotón con una frecuencia única proporcional a la diferencia de
energía del
electrón antes y después de la transición. (Figura 15.)
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Figura 15. Emisión de un fotón de mayor (a) a menor (b) excitación (o al estado
base). La energía del
fotón emitido será igual a la diferencia de las energías de los dos niveles.
Los átomos pueden ser excitados y ionizados no sólo por colisiones. Un electrón
puede también absorber la energía de un fotón. Si el fotón ha sido emitido en
la transición de un electrón de la tercera a la segunda órbita, este fotón, al
ser absorbido por otro electrón en otro átomo, le proporcionará la energía
precisa parapasar de la segunda a la tercera órbita.
Cuando un átomo recaptura un electrón libre que le hacía falta, se dice que se
produce una recombinación. Los fotones emitidos por recombinación, al ser
absorbidos producen ionización. (Figura 16.)
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Figura 16. Cuando un electrón libre se reincorpora a un átomo con un electrón
faltante, se dice que se produce una recombinación (a). Un fotón emitido por
recombinación (b), al ser absorbido por otro átomo (c), produce ionización (d).
4. ESPECTRO ATÓMICO
Cuando la temperatura de un gas es moderadamente alta, las colisiones entre
partículas llevarán a los electrones al primer nivel excitado (llamado nivel
dos, siendo el nivel uno el base). En tal caso, la luz emitida por el gas será
de un solo color. Este color corresponde a la longitud de onda (o frecuencia)
de los fotones emitidos por la transición de desexcitación de los electrones del segundo al primer
nivel. Al examinar esta luz con un espectrógrafo, se verá una sola línea
brillante a esa longitud de onda específica. Al aumentar la temperatura del gas, las colisiones
se vuelven más violentas y pueden llevar a los electrones a diversos niveles de
excitación. Estos electrones, al desexcitarse emitirán fotones de otras
longitudes de onda y así se irán agregando líneas a la luz que pasa por el
espectrógrafo.3 Este conjunto de líneas luminosas se llama espectro atómico.
Las longitudes de onda de las líneas espectrales, producidas por los átomos de
un cierto elemento químico, representan una característicafundamental y única
de ese tipo de átomos. Así, mediante un análisis espectroscópico, podemos
obtener la firma inconfundible de cada elemento químico. En el laboratorio se
han determinado con toda precisión las longitudes de onda de las principales
líneas espectrales de los distintos elementos químicos.
Ilustraremos lo anterior mediante un ejemplo, el del
espectro del
átomo más sencillo: el átomo de hidrógeno.
Las transiciones desde cualquier nivel excitado al nivel base, dan lugar a una
serie de líneas llamada serie de Lyman. La primera de estas líneas se produce
por fotones emitidos en el paso de los
electrones del
segundo al primer nivel. La longitud de onda de esta línea es α = 1216 Å y
se denomina línea Lyman α (α = alfa, primera letra del
alfabeto griego) o L y α. La segunda línea es L y β (β = beta,
segunda letra del alfabeto griego) y
corresponde a la transición del
tercero al primer nivel, y así, sucesivamente. El límite de esta serie
corresponde a la captura de un electrón libre, es decir a la recombinación al
nivel base, y la longitud de onda es λ = 912 Å. Toda esta serie de líneas
tienen frecuencias correspondientes a la región ultravioleta del espectro. En
la región visible, el átomo de hidrógeno emite otra serie de líneas llamada
serie de Balmer, que corresponde a todas las transiciones que terminan en el
segundo nivel. Se designan estas líneas con una H: Hα (transición del tercer al segundo nivel), Hβ (del cuarto al segundo nivel), etc. Las
transiciones que terminan en el tercer nivel —o nivelessuperiores— producen
líneas en el infrarrojo. Aquí (Figura 17) se muestran las transiciones que dan
lugar a las series de líneas del
hidrógeno.
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Figura 17. Transiciones que producen el espectro del átomo de hidrógeno.
Como ya
habíamos dicho, la excitación y ionización de un gas puede producirse por
colisiones o por la absorción de radiación (de fotones). Cuando un átomo emite
fotones por las transiciones de sus electrones de un nivd superior a un nivel
inferior, como en el anterior ejemplo, se produce el llamado espectro de emisión.
Este es un espectro de líneas brillantes a frecuencias específicas y es
típicamente emitido por un gas incandescente muy tenue—a baja densidad y
presión.
El espectro emitido por sólidos, líquidos o gases densos y a muy altas
temperaturas es el llamado espectro continuo. En este caso, los electrones,
aquellos que emiten, están libres —no en órbitas atómicas— y esos electrones
libres, al chocar entre sí, pueden emitir luz de cualquier frecuencia. En el
espectro continuo se mezclan todas las longitudes de onda entre sí de forma
continua. El arco iris es un ejemplo.
En ciertas condiciones, un gas puede producir un espectro de absorción. Este es
el caso de un gas relativamente frío colocado delante de una fuente luminosa
(que puede ser un gas más caliente en emisión). Los átomos del gas más frío absorberán fotones, y
aunque éstos sean eventualmente reemitidos, pocos de ellos saldrán en la
dirección original. Lo que se observará en el espectrógrafo son series de
líneas oscuras,que corresponden a la supresión de luz en determinadas
frecuencias (las frecuencias de absorción). Estas líneas oscuras son una
especie de negativo de la firma de los átomos que componen el gas que absorbe
fotones. Este tipo de espectro fue descubierto por vez primera en el Sol por Wollaston
y Fraunhofer a principios del siglo XIX,
aunque en aquella época no fue posible explicarlo, por no conocerse las leyes del comportamiento
atómico.
En las estrellas, el gas del
interior se encuentra a varios millones de grados y es de alta densidad. Los
átomos están totalmente ionizados y los electrones libres emiten un espectro
continuo. La densidad del gas y su temperatura
van disminuyendo desde el centro
hacia el exterior. La llamada atmósfera de las estrellas es el gas más externo
y aunque se encuentra a miles de grados, es relativamente más frío que el
interior. Los átomos de la atmósfera absorben selectivamente ciertos fotones.
El resultado es un espectro de absorción superpuesto al continuo de emisión
(Figura 18). En cambio el gas interestelar, que es extraordinariamente tenue,
produce un espectro de líneas de emisión cuando es iluminado por la radiación
estelar.
Aunque el detalle físico es bastante más complicado, hemos visto de manera
cualitativa que el espectro nos puede dar información acerca de la composición
química, temperatura y densidad del
gas. En realidad nos puede dar mucha más información. Esta se obtiene de un
análisis fino de la forma y estructura de las líneas espectrales.
5. RADIACIÓN NO TÉRMICAHasta aquí, hemos hablado de la emisión de luz por el
calentamiento —o absorción de energía— de los átomos.
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Figura 18. Espectro de líneas de absorción.
Existen además otros procesos en la naturaleza que producen radiación de
fotones de distintas frecuencias. Todos los procesos que no están ligados a la
radiación de objetos calientes se denominan procesos de radiación no térmica.
Por ahora describiremos sólo uno de ellos, la radiación sincrotrónica. El
sincrotrón es un aparato que sirve para acelerar partículas subatómicas y es empleado
por los físicos nucleares para hacer experimentos que permitan comprender mejor
la estructura del
mundo subatómico (el núcleo atómico y las llamadas partículas elementales). En
un sincrotrón se aceleran protones y electrones hasta alcanzar velocidades
cercanas a la de la luz. Un aparato similar, pero con el que se alcanzan
velocidades menores es el ciclotrón. En el sincrotrón se usan imanes para
confinar el movimiento de las partículas, valiéndose de que una partícula
cargada describe siempre trayectorias espirales alrededor de las líneas del campo magnético,
producidas por un imán (Figura 19).
Uno de los descubrimientos fundamentales realizados por Maxwell y otros en su
estudio del
electromagnetismo, es que toda partícula cargada radia al estar acelerada, es
decir produce ondas electromagnéticas. Existe una sola excepción a esta regla
que de hecho ya hemos visto, aunque sin mencionarla explícitamente: los
electrones de los átomos, al moverse en sus órbitas, noradian, sólo lo hacen
cuando cambian de órbita (de un nivel superior a uno inferior). Los electrones
en un sincrotrón están libres y, al moverse alrededor de las líneas del campo magnético,
radian. Esta radiación se llama radiación sincrotrónica.
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Figura 19. La radiación sincrotrónica es emitida por electrones relativistas
que se mueven en campos magnéticos. La trayectoria que describen los electrones
es helicoidal, alrededor de las líneas de campo.
Mientras más alta sea la energía de las partículas, de mayor intensidad tendrá
que ser el campo magnético para confinarlas y más energética será la radiación
emitida. Mayor energía significa mayor frecuencia o menor longitud de onda, así
que los electrones de energía extremadamente alta —llamados electrones
ultrarrelativistas, que se mueven casi a la velocidad de la luz— emitirán rayos
X, los de menor energía emitirán luz visible y los de energía aún menor
emitirán en radiofrecuencias. Recordemos que, de cualquier modo, todos estos
electrones se mueven a velocidades cercanas a la de la luz, de modo que aun los
electrones de 'baja energía' son muy rápidos. En el espacio no hay
físicos nucleares ni aceleradores experimentales y, sin embargo, la naturaleza
provee ejemplos de este mismo mecanismo de radiación en diversos procesos
astrofísicos que involucran altas energías.
La radiación sincrotrónica puede distinguirse de otros tipos de radiación por
hallarse polarizada. Para comprender esto,
pensemos en los electrones, que son siempre acelerados alrededor delas líneas
de campo magnético (nunca paralelamente a ellas), y recordemos que la radiación
es una onda electromagnética, producida por las vibraciones eléctricas y
magnéticas. En la radiación polarizada, estas vibraciones se dan en una sola
dirección. La aceleración de los electrones causa una vibración del campo cercano a ellos en la dirección del movimiento (Figura
20). Así, cuando se ve al electrón moverse horizontalmente, el campo vibrará
horizontalmente. Cuando se investiga la radiación sincrotrónica proveniente del espacio con dos
antenas de radio, una orientada horizontalmente y la otra verticalmente, sólo
la antena orientada horizontalmente captará la radiación. Las antenas pueden
considerarse como pedazos de alambre con
electrones libres para moverse en su interior, y sólo los electrones de la
antena horizontal podrán moverse en la misma dirección que las vibraciones del campo
electromagnético. La antena vertical no recibirá radiación porque sus
electrones no pueden moverse horizontalmente. La polarización de la radiación
sincrotrónica es la clave para identificar su origen. En el siguiente capítulo,
hablaremos de la radiación sincrotrónica proveniente del espacio.
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Figura 20. La radiación sincrotrónica está polarizada. Las vibraciones del campo son en la dirección del movimiento de los electrones.
NOTAS
1 Asimismo atraviesan la amósfera las ondas largas de radio, pero son mucho
menos intensas.
2 Están relacionados por la constante de Plank, 'h', mediante la
expresión E = hv (donde Ees la energía y v la frecuencia).
3 Un espectrógrafo es un aparato que puede separar las diversas frecuencias que
integran la luz incidente. Esto se logra mediante un prisma o mediante una
rejilla de difracción.
