En busca del oxígeno estelar

Ramón García López / 03-07-2003

Hasta la segunda mitad del s. XIX se consideraba que la única manera de conocer la composición química de una estrella era viajando hasta ella y tomando una muestra para analizarla. Desde entonces hemos aprendido que observando la luz procedente de las estrellas y aplicando las leyes de la Física que usamos habitualmente -incluyendo también un buen conocimiento de las propiedades de átomos, iones y moléculas- podemos obtener esta información desde la Tierra.

Estos días, como investigador, me dedico a estimar la abundancia de oxígeno de un conjunto de estrellas aplicando un procedimiento complejo a unas observaciones hechas hace algún tiempo. En realidad, los astrofísicos pasamos relativamente poco tiempo en los telescopios y mucho delante de la pantalla del ordenador analizando las observaciones. Para estimar la abundancia de oxígeno debo modelar cómo se generó en la atmósfera de la estrella el espectro, que es la distribución para diferentes longitudes de onda de la energía observada. Este procedimiento se denomina síntesis espectral y consiste en comparar el espectro observado con espectros teóricos. En este caso, no me enfrento a los rasgos espectrales producidos por un elemento químico o un ión en un estado de excitación determinado sino a los de una molécula diatómica (formada por dos átomos que, en este caso, corresponden a dos elementos químicos distintos), por lo que la investigación se complica. Como apunte, un ión es un elemento químico que ha modificado su número de electrones y un estado de excitación cada una de las configuraciones del átomo dependiendo de la energía de sus electrones. Cuantos más elementos químicos tenga una molécula más compleja es y, por tanto, más difícil de estudiar.

A esto hay que añadir que existen otras muchas moléculas e iones que se empeñan en producir líneas espectrales muy próximas, e incluso solapadas, a las de mi molécula; y tengo que ocuparme también de ellos. Por cierto, resulta una falta de educación hablar siempre de "mi molécula" cuando ni siquiera es mía (somos muchos los que vamos detrás de ella) y tiene, además, un nombre propio: OH.

Ahora bien, ¿qué tiene de importante esta molécula para que estemos interesados en ella? Para empezar, está formada por dos de los elementos más abundantes del Universo: el hidrógeno (en cabeza de la clasificación) y el oxígeno. Por otra parte, ambos elementos son fundamentales en el sostenimiento de la estructura de las estrellas. El hidrógeno hace de combustible nuclear, por lo que tiene una vida limitada, mientras que el oxígeno controla la opacidad de la estrella, es decir, es en cierta medida el guardián que protege la intimidad estelar de las miradas curiosas como la mía.

De la susodicha molécula me atrae su capacidad potencial de contarme cuánto oxígeno hay en la atmósfera de la estrella para tratar de inferir cuán bien (o cuán mal) conozco lo que pasa en su interior. Me interesan, en particular, los movimientos internos que provocan que el gas se desplace por sus entrañas (similares a un "corrimiento de tripas").

Además de suponer que conozco la física de la formación del espectro y los detalles de los elementos y moléculas presentes en el mismo, debo enfrentarme a otros factores que complican mi trabajo. En esta región del espectro se pueden contar los fotones recibidos con los dedos de la mano (exagerando un poco, pero no demasiado). Ello es debido a la limitada sensibilidad en esta región espectral del espectrógrafo y el detector utilizados durante las observaciones, al empeño de la atmósfera terrestre en retener gran parte de este tipo de luz y, también, a lo poco considerada que ha sido mi estrella (ella y todas las que son como ella) emitiendo poca luz de su atmósfera en la zona del espectro donde aparecen las líneas de OH. He olvidado decir que mi escurridiza molécula de OH tiene propensión a dejarse ver sólo en la zona ultravioleta del espectro, ésa que no nos sienta demasiado bien a los humanos y de la que nos protege en buena medida la capa de ozono. Lo que quiero poner de manifiesto es que, debido a la combinación de todos estos efectos, la relación señal a ruido de los espectros observados, que define la calidad de los espectros según lo “arrugados” que estén, no es todo lo buena que yo quisiera. Dicho problema me obliga a redoblar mis esfuerzos al tener que extraer de una cara muy arrugada las facciones que definen los pómulos, la curva de la nariz, la línea de los labios y el hoyuelo en el mentón del espectro procedente de la estrella.

Con todas estas dificultades, seré capaz de desvelar el contenido de oxígeno de la estrella con un cierto grado de incertidumbre y obtendré información acerca de los movimientos gaseosos que tienen lugar en su interior. ¡Cuánto esfuerzo de estudio, tiempo y medios para terminar convertido en un especialista del aparato digestivo estelar!

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El autor

Ramón García López es Doctor en Ciencias Físicas, profesor del Departamento de Astrofísica de la Universidad de La Laguna y Coordinador del Área de Instrumentación del Instituto de Astrofísica de Canarias.

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