[Por Uxío] Como ya hemos visto en otras ocasiones, en nuestro Universo todos los elementos que lo integran están en movimiento, de pequeños nos explican que el Sol está quieto y la Tierra es la que se mueve, pero es un pequeña mentira para no liarnos demasiado cuando somos pequeños.
En los brazos de las diferentes galaxias, millones de enormes estrellas se mueven y no han dejado de hacerlo desde hace millones de años, por la tanto, una pregunta que podríamos hacernos es, si todo se mueve, ¿las estrellas están alejándose o acercándose a nosotros (la Tierra)?
En un primer momento, se pensó que la manera de resolverlo es fijarse en la luminosidad de la estrella, si aumenta, se acerca, si disminuye, se aleja, sin embargo, la duración del ser humano como especie es tan insignificante en comparación con los tiempos del Universo, que hizo inviable llegar a apreciar este fenómeno, que pese a ser verdadero, podríamos tardar millones de años en observarlo.
Los científicos han respondido a esta pregunta con cada caso particular, algunas se aproximan y otras se separan. Siempre he considerado fascinante que podamos saber si una estrella está alejándose o acercándose a nosotros, ¿cómo pueden los científicos saber algo así de cuerpos tan lejanos?
Para responder a esta pregunta hay que irse al año 1666, cuando el científico más brillante de todos los tiempos, Isaac Newton, descubrió que era posible hacer que un haz de luz solar a través de un triángulo de vidrio llamado prisma y, en esa forma, esparcir el haz de luz formando una franja o banda, a lo largo de la cual aparecían distintos colores en un orden determinado: rojo, naranja, amarillo, verde, azul y violeta. Cada color se fundía gradualmente con el inmediato, sin que existieran unos límites nítidos o bruscos.
Newton descubrió que la luz del Sol, pese a ser blanca en su conjunto, podía descomponerse en una franja de colores, y denominó a esta franja el “espectro”, como vemos, en astronomía esta palabra tiene un matiz mucho menos siniestro del que utilizamos en el lenguaje común.
En 1803, el científico inglés Thomas Young realizó experimentos que demostraron que la luz estaba constituida por diminutas ondas, cada una de las cuales tenía una longitud inferior a una millonésima de metro. La luz de una «longitud de onda» determinada es desviada de su trayectoria («refractada») al pasar por el prisma. Cuando más corta es la longitud de onda, mayor es la refracción que experimenta.
Sin embargo, la luz del Sol no contiene todas las longitudes de onda que son posibles. Faltan algunas. En el método que utilizó Newton para conseguir el espectro, la separación de las longitudes de onda no era muy eficiente. Había tanto solape que las longitudes de onda que faltaban estaban enmascaradas por la luz de las longitudes de onda inmediatas en cualquiera de las dos direcciones.
Luego, en 1814, el físico alemán Joseph von Fraunhofer hizo pasar la luz a través de una estrecha ranura antes de dejarla atravesar el prisma. El resultado fue que se formó la imagen de la ranura en luz de cada longitud de onda, y las diferentes longitudes de onda quedaban separadas mucho más nítidamente de lo que había sido posible hasta entonces.
Dondequiera que faltaba una longitud de onda en la luz solar, había una imagen oscura de la ranura…; una línea oscura que aparecía en medio de todas las líneas brillantes que se fundían unas con otras para formar una banda continua. Fraunhofer descubrió casi seiscientas de estas «líneas espectrales» y marcó las más destacadas con las letras de la A a la K.
Esas líneas espectrales aparecían siempre en los mismos puntos y con las mismas separaciones en el espectro solar, puesto que eran siempre las mismas longitudes de onda de la luz las que faltaban. Los astrónomos podían obtener croquis detallados de estas líneas, situarlos en su posición exacta y determinar exactamente qué longitudes de onda faltaban.
Tenemos un importante descubrimiento, y ahora, nos falta saber su aplicación práctica, que llegaría como es habitual, de la forma más insospechada, en 1842, un austríaco llamado Christian Doppler investigaba los efectos del volumen del sonido cerca de objetos en movimiento, algo que a priori nada tenía que ver con los espectros estelares.
Doppler observó que cuando un tren se aproxima a la estación, y hace sonar su silbato, el tono del sonido será cada vez más alto para los que están en la estación, sin embargo para los pasajeros del tren, que se mueven con el silbato, no habrá cambio alguno.
Del mismo modo, si el tren se aleja, los que están en la estación perciben que el tono del silbato se reduce, mientras que los ocupantes del tren no perciben cambio alguno, del mismo modo, si el tren está quieto nadie notará cambios en el tono.
Algo que a la mayoría nos parecería cotidiano y común, fue estudiado meticulosamente por Doppler, y su conclusión fue que el sonido tenía que estar formado por ondas, y que su tono estaba condicionado por la longitud de éstas. Las longitudes de onda de sonido cortas producían el efecto de un tono alto, y las longitudes de onda largas producían el efecto de un tono bajo.
Si un objeto que produce un ruido se acerca a nosotros, la longitudes de onda serán cada vez más cortas, y por ello, el tono será cada vez más elevado, por el contrario, si el objeto se aleja, las ondas pasarán a ser más largas, y cada vez lo escucharemos en un tono mejor. Esto es lo que se conoce como efecto Doppler.
Apenas unos años más tarde, un científico francés, Fizeau, dijo que el efecto Doppler era aplicable también a la luz, puesto que también era un fenómeno ondulatorio. Razonaba que si una fuente de luz se nos estuviese acercando, todas las longitudes de onda se harían más cortas. Por consiguiente, una línea oscura del espectro se desplazaría hacia el extremo de éste, y habría un «corrimiento hacia el violeta».
Si la fuente luminosa se estuviese alejando de nosotros, todas las longitudes de onda se harían más largas. Por lo tanto, una línea oscura del espectro se desplazaría hacia el extremo de éste, correspondiente a las longitudes de onda largas, y habría un «corrimiento hacia el rojo».
En lo que respecta a la luz, este cambio de la longitud de onda debido al movimiento de la fuente se conoce a veces como el efecto «Doppler-Fizeau».
Y ya tenemos el invento montado, con esta información sólo teníamos que obtener el espectro de cualquier fuente de luz para saber si se aleja o se acerca, el Sol fue la primera estrella de la que se obtuvo el espectro, pero pronto se haría con todas las estrellas que conocemos.
Con un telescopio, se capta la luz de las estrellas, y esta luz se pasa por un aparato llamado espectroscopio, así, la estrella Sirius, que presentaba longitudes de onda más largas que las obtenidas del Sol, indicativo de que Sirius se aleja de nosotros en el ángulo que sea, fue la primera observación de la velocidad radial de una estrella, ya que así se conoce este fenómeno.
En la tabla podemos ver la velocidad radial de algunas de las estrellas más próximas. Un signo positivo (+) indica un movimiento radial de aproximación hacia nosotros; un signo negativo (-), un movimiento radial de alejamiento de nosotros.
TABLA 25. –Velocidad radial de algunas estrellas próximas
Estrella
Velocidad radial (kilómetros/segundo)
Estrella de Kapteyn
242
Luyten 726-8
- 29
Ross 614
- 24
Lacaille 8760
- 23
Epsilon Eridani
- 15
Groombridge 34
- 14
Wolf 359
+13
Lacaille 9352
- 10
Procyon
– 3
Ross 154
– 4
Sirius
– 8
Ross 128
– 13
Tau Ceti
– 16
Krüger 60
– 24
Alpha Centauri
– 25
Epsilon Indi
– 60
61 Cygni
– 64
Ross 248
– 81
Lalande 21185
– 86
Estrella de Barnard
– 108
La invención de la fotografía en 1840, así como otros avances, nos han permitido saber mucho más sobre el movimiento de las estrellas, en el año 1889 se dio un caso realmente curioso, la estrella Mizar daba alternativamente el resultado de acercarse y alejarse según el momento en que se midiese su espectro.
No parecía lógico pensar que una parte de la estrella se alejase y otra se acercase, la explicación es que estamos ante una estrella binaria que no puede ser distinguida con un telescopio, y ambas estrellas orbitaban una alrededor de la otra, de ahí los resultados espectrales.
El espectro estelar nos daba otra gran aplicación, descubrir estrellas binarias que no podíamos discernir de otro modo (de tipo binario espectral), pronto gracias a este sistema se descubrió que las estrellas binarias eran mucho más comunes de lo que pensábamos, y que incluso existían estrellas triples o incluso mucho más complejas. Las estrellas Cástor, por ejemplo, son un complejo sistema de seis estrellas.
Puede que haya quien se alarme al saber que hay muchas estrellas que se nos aproximan (hay alarmistas en todas partes), pero pueden estar tranquilos, el que una estrella se acerque no quiere decir que venga directa hacia nosotros, lo hace en un ángulo, de hecho, al pasar miles de años alcanzará el punto más cercano a la Tierra y pasará a alejarse, hasta que pasen de nuevo miles de años, y el baile estelar se vuelva a repetir.
Y en todo este proceso, un observador inmortal desde la Tierra apenas apreciaría un cambio muy pequeño en la magnitud de la luminosidad de la estrella, las probabilidades de que una estrella llegue a impactar con la Tierra son tan remotamente pequeñas que ni siquiera merece la pena tenerlas en cuenta.
El espectroscopio nos puede decir también lo que no es una binaria espectroscópica. Podemos decir, mediante la inspección telescópica ordinaria, que Alpha Centauri es un sistema de tres estrellas. ¿Es cualquiera de las tres una binaria espectroscópica? Alpha Centauri A, B y C no poseen compañeras muy próximas y, por lo tanto, se queda en un sistema de tres estrellas.
Si quieres saber más sobre este tema, te recomiendo el libro “Alpha Centauri: La estrella más próxima” de Isaac Asimov, libro en el que me he basado para realizar esta aproximación al espectro de las estrellas.