Dr. Gloria Koenigsberger Horowitz / Esta dirección de correo electrónico está protegida contra spambots. Usted necesita tener Javascript activado para poder verla.
Instituto de Ciencias Físicas-UNAM
Archivo: Astronomía

En el otoño del año 1609 Galileo Galilei apuntó un pequeño telescopio hacia la luna y se llevó una gran sorpresa. En vez de ser una esfera perfecta como había dicho Aristóteles varios siglos antes, en realidad la luna estaba cubierta de cráteres y montañas. Posteriormente, apuntó el telescopio hacia Júpiter, encontrando que el gigante planeta iba acompañado de 4 cuerpos celestes más pequeños que se desplazaban en una órbita alrededor de él, tal y como la luna orbita la Tierra. Finalmente, descubre que el Sol también tiene “imperfecciones” al encontrar sobre su superficie manchas obscuras que cambian de época a época. Estos descubrimientos marcan los inicios de la astronomía moderna, y desencadenan una revolución en el pensamiento sobre la ubicación de nuestro planeta y sus habitantes dentro del Universo.
Ahora sabemos que la Tierra es uno de 8 planetas que giran alrededor del Sol, y que el Sol es tan solo una de miles y miles de millones de estrellas que conforman nuestra Galaxia. También sabemos que las estrellas no duran para siempre, sino que nacen, evolucionan y mueren. Las estrellas son enormes cuerpos de gas que mantienen temperaturas elevadas en todas sus capas gracias a la producción de energía nuclear en sus zonas centrales. El proceso consiste en fusionar los núcleos de dos átomos. En estrellas como el Sol, los núcleos que se fusionan son los del átomo de hidrógeno, el elemento más ligero de la tabla periódica, compuesto de un protón y un electrón. El producto de este proceso es un núcleo de helio, elemento que tiene dos protones. La energía que es producida en la región central se propaga hacia capas exteriores, calentándolas. El gas caliente ejerce la presión necesaria para contrarrestar la atracción gravitacional. Si la presión del gas no fuera suficiente para sostener las capas externas, éstas se desplomarían, produciendo el colapso de la estrella.

Es muy interesante hacer notar que durante las fases de su evolución cuando están convirtiendo átomos de hidrógeno en helio, las estrellas son sumamente estables, estabilidad que se logra mediante un delicado balance entre la atracción gravitacional y la presión del gas. El Sol se encuentra en este estado de equilibrio, lo cual garantiza que el flujo luminoso que emerge de su superficie se mantendrá casi constante a lo largo de muchos miles de décadas.

Al avanzar la vida de una estrella, se va consumiendo el hidrógeno de la zona central, y va aumentando el número de átomos de helio. Los núcleos de helio también se pueden fusionar para generar energía, pero requieren de temperaturas mucho más elevadas, temperaturas que las estrellas como el Sol no pueden alcanzar. Esto significa que al agotarse el hidrógeno en la zona central, la estrella no tiene ya forma de generar la energía que requiere para conservarse en un estado de equilibrio. Como consecuencia, aparece una serie de procesos que hacen crecer las capas externas de la estrella. En el caso del Sol, se cree que sus dimensiones llegarán a alcanzar distancias más allá de la órbita de la Tierra. En ese momento, se convertirá en lo que llamamos una estrella “gigante roja”.
Durante las etapas de gigante roja, algunas de las capas externas de la estrella adquieren la velocidad suficiente para escaparse del campo gravitacional estelar. Es así como continúan alejándose de la estrella, que es cuando las vemos en la forma de nebulosas gaseosas. Eventualmente este material se integra al medio interestelar. En muchos casos, las formas entrelazadas de estas nebulosas delatan procesos mucho más complejos que una simple eyección esférica de gas. Por ejemplo, la expulsión de las capas externas puede ocurrir de una manera discontinua, con episodios de expansión rápida alternando con episodios de expansión lenta. El comportamiento se puede describir en términos de pulsos, lo cual puede dar lugar a una serie de cascarones concéntricos en el material eyectado. También, existe evidencia indicando que la eyección de material se da en forma asimétrica; es decir, algunas partes de la superficie estelar son eyectadas más violentamente que otras.
Un objeto que muestra la eyección de los cascarones concéntricos y también una estructura filamentaria asimétrica es la nebulosa llamada “Ojo de Gato” (NGC 6543). La imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble de esta nebulosa es un ejemplo del exquisito detalle con el que se pueden observar los objetos celestes hoy en día.
Este es el año internacional de la astronomía y estamos conmemorando los descubrimientos hechos por Galileo hace 400 años. También hacemos tributo a su tenacidad y valor, gracias a los cuales dio inicio a una nueva era en la forma de adquirir y analizar el conocimiento, basada en la libertad del pensamiento y de expresión, y sustentada en un método científico. El mejor tributo a este gran científico es seguir luchando por estos ideales y gozar de las “imperfecciones” y asimetrías en nuestro universo.
Homenaje

Imagen producida con datos obtenidos por el Telescopio Espacial Hubble de la nebulosa NGC 6543, llamada también ``Ojo de Gato”, que muestra los restos de las capas externas que fueron expulsadas de una estrella tipo solar al llegar a etapas finales de su vida.

Ilustración que muestra la estructura del Sol. La energía producida por reacciones nucleares en la zona central se propaga hacia las capas externas, hasta llegar a la fotosfera, de donde emerge la luz que poco después calienta la superficie de la Tierra. Las manchas obscuras que están en la fotosfera, son la manifestación del campo magnético solar, y se perciben de este color porque su temperatura es menor a la temperatura promedio de la fotosfera.

La Dra. Koenisgsberger, cursó la licenciatura en Física en la Facultad de Ciencias de la UNAM y obtuvo el doctorado en Astronomía en Penn State University en los Estados Unidos de Norteamérica. A su regreso, trabajó como investigadora del Instituto de Astronomía de la UNAM, y participó en el proyecto conjunto NSF/NASA-UNAM/ITESM de instalación de la primera conexión de México al Internet que se logró en 1989 a través de un enlace satelital vía el satelite Morelos I al National Center for Atmospheric Research (NCAR) en Boulder. Posteriormente, fue Directora del Instituto de Astronomia entre 1990 y 1998. Actualmente, además de impartir cursos en la Facultad de Ciencias de la UAEM, es investigadora del Instituto de Ciencias Físicas de la UNAM en Cuernavaca.