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Mujeres astrónomas

Ella es una Astrónoma

Con el paso de los años, las mujeres han ido consiguiendo poco a poco el reconocimiento social de sus derechos fundamentales, que los hombres siempre han querido mantener para sí mismos. Actualmente esta “batalla social” aún sigue en marcha pues aún existen personas y culturas que no reconocen la igualdad entre las mujeres y los hombre. Por este motivo, en esta última colaboración para el blog de aficionados del Año Internacional de la Astronomía, me gustaría romper una lanza por el reconocimiento de esta igualdad haciendo un repaso histórico a una serie de mujeres astrónomas que han ayudado a dar grandísimos pasos en la comprensión del universo; cayendo sus nombres, la mayoría de las veces, en el olvido sin que ni siquiera se les haya atribuido mérito alguno.

Comenzando por la antigüedad, la mujer más influyente que ha habido antes del nacimiento de Jesucristo fue Aglaonike. Aunque se piensa que este nombre es realmente un pseudónimo (se podría traducir por Victoria de la luz), se sabe que esta mujer que vivió en el siglo II a.C. era una gran conocedora de la astronomía, sobretodo de los eclipses. Aplicando conocimientos matemáticos y teniendo una tabla con los eclipses anteriores podía perfectamente determinar cuando iba a suceder otro, aplicando lo que hoy día conocemos como ciclo de Saros. Sus coetáneos no querían reconocer sus dotes para la matemática así que prefirieron pensar que tenía poderes sobrenaturales. Toda una lección de inteligencia, vamos.

Hipatia de Alejandría

Hipatia de Alejandría

Avanzando un poco más en la historia llegamos a la que es sin duda una de las mujeres más respetadas en la ciencia en la antigüedad: Hipatia de Alejandría (siglo IV). Era hija del astrónomo Teón y destacó en las matemáticas y la astronomía. Tanto es así que publicó 13 libros-comentarios al Almagesto de Ptolomeo y mejoró uno de los instrumentos que se usaban principalmente para el estudio del cielo: el astrolabio. Cuenta con muchas más obras, que por desgracia no se han conservado, algunas de las cuales sí que son conocidas gracias a haber sido citadas o comentadas en los libros de sus discípulos. Actualmente quizá sea más conocida por la película Ágora que Alejandro Amenábar le dedica.

La siguiente mujer ya nos trae a España y nos hace avanzar unos cuantos siglos en el tiempo. Se trata de Fátima de Madrid (siglo X). Esta astrónoma musulmana, hija de padre también astrónomo con el que colaboró, basó su trabajo en editar y corregir tablas astronómicas centrándolas en Córdoba, capital del Califato; convirtiendo así esta ciudad en el centro del mundo astronómico. Trabajó también en cálculos sobre la posición de la Luna o el Sol en el cielo, eclipses o paralaje. Su obra más destacada es Las Correcciones de Fátima, donde realiza una revisión actualizada de los conocimientos existentes en su época.

A finales del siglo XVI y principios del siglo XVII las mujeres empiezan a aparecer en la astronomía de forma muy significativa. La hermana de Tycho Brahe, Sophia Brahe, ayudó a Tycho en el cálculo de eclipses y observaciones. Maria Cunitz, hija y esposa de dos prestigiosos doctores, escribió un libro en 1650 titulado Urania propitia que sirvió para la popularización de las leyes de Kepler en la sociedad, basándose principalmente en la segunda de estas leyes. Y Maria Eimmart, hija del astrónomo Georg Eimmart, realizó 250 dibujos de la Luna que sirvieron para hacer una mapa lunar bastante preciso, con similitudes con los dibujos de la Luna realizadas por Galileo con ayuda de su telescopio unos pocos años antes.

El primer descubrimiento por parte de una astrónoma se produjo en 1702, y fue realizado por Maria Winckelmann Kirch. Descubrió un cometa que fue bautizado de forma original como “Cometa de 1702″. Sin embargo su trabajo no se limitó a esto si no que contribuyó con estudios sobre auroras boreales, conjunciones planetarias o la realización de calendarios de eventos astronómicos. Además, recibió la Medalla de Oro de la Academia Prusiana de las Ciencias en 1709.

Caroline Herschel

Caroline Herschel

La otra “hermanísima”, además de Sophia Brahe, fue Caroline Herschel. Hermana del gran William Herschel, fue descubridora de 14 nebulosas y fue la primera en darse cuenta de que el cielo está plagado de ellas. Descubrió también cometas, realizó catálogos de estrellas y nebulosas y ayudó a su hermano en la construcción de sus inmensos telescopios para la época. También recibió la medalla de oro de Ciencias del rey de Prusia y se convirtió en la primera astrónoma profesional al recibir un salario de 50 libras anuales por parte del rey británico Jorge III.

Pero no todos los avances de mujeres astrónomas se dieron en el viejo continente. En China, Wang Zhenyi, estudió los eclipses lunares investigando con modelos que construía en el jardín de su casa y escribió doce libros sobre astronomía y matemáticas. Destaca su obra Algunas observaciones sobre las formas y figuras dedicado a las posiciones estelares, y el libro Sobre la forma de bola de la Tierra donde explica por qué la gente no se cae de la Tierra esférica, entre otros temas. Por otro lado, en Estados Unidos brilla con luz propia la figura de Maria Mitchell, considerada como la primera astrónoma académica del país, además de ser la primera mujer que accedió tanto a la Academia Americana de Artes y Ciencias (en 1848) y en la Asociación Americana para el Avance de las Ciencias (en 1850). En 1847 descubrió el cometa que lleva su nombre, y que le valió una medalla de oro por parte del rey de Dinamarca.

Ya nos acercamos a la actualidad y lo siguiente en la historia es el grupo de mujeres conocido como Harén de Pickering. Edward Pickering era director del observatorio de Harvard y se dio cuenta que las mujeres realizaban un trabajo estupendo estudiando las placas fotográficas y los espectros obtenidos en la estación que el Observatorio de Harvard tenía en Arequipa, así que empezó a contratarlas para que le ayudaran en su trabajo. Muchas de las “mujeres calculadoras” que contrató se aficionaron a la ciencia y realizaron fantásticos descubrimientos. La primera de ellas fue Williamina Paton Stevens Fleming. Williamina empezó como una simple criada, pero llegó a ser la conservadora del archivo fotográfico tras realizar grandes descubrimientos como la nebulosa Cabeza de Caballo. En total descubrió 10 novas, 52 nebulosas y cientos de estrellas variables. Otra de las más importantes mujeres del harén fue Annie Jump Cannon. Annie estudió y catalogó nada menos que unos 225.000 espectros de diferentes estrellas y a partir de estos datos creó la base de la clasificación estelar actual de acuerdo a su luminosidad. Sobra decir que es la persona, hombre o mujer, que más astros de este tipo ha catalogado en la historia.

Las otras dos mujeres más destacadas del Harén de Pickering son Henrietta Swan Leavitt y Cecilia Payne-Gaposchkin. Henrietta descubrió la relación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas variables Cefeidas, lo que ha permitido poder medir distancias de forma precisa en la galaxia. Esto permitió luego a Hubble demostrar que nuestra galaxia era sólo una más en el universo con la confirmación de que la mancha que aparecía en la constelación de Andrómeda era otra galaxia diferente a la nuestra. Por su parte, Cecilia fue la primera mujer en doctorarse en Astronomía en Harvard y demostró que las estrellas estaban compuestas principalmente de hidrógeno, lo que supuso un gran cambio de paradigma en 1925, que muchos no quisieron aceptar.

El Harén de Pickering

El Harén de Pickering

Para terminar me gustaría destacar a Jocelyn Bell (1943-) por la gran injusticia que sufrió. Cuando era estudiante de doctorado, observando quásares con el radiotelescopio de Cavendish descubrió una señal periódica que se repetía cada 1,33 segundos, a la que de forma jocosa llamó “hombrecillo verde“. Su director de tesis, Antony Hewish, no le hizo mucho caso al principio, pero al observar la señal en el cielo de forma constante postuló que se trataba de un nuevo objeto. Efectivamente, se trataba de una estrella de neutrones pulsante: púlsar. Hewish recibió el premio Nobel en 1974 por este descubrimiento mientras que Jocelyn, que fue la que detectó el patrón regular de estos objetos, ¡¡ni siquiera fue nombrada!! Actualmente se le han reconocido por fin los méritos.

Estoy seguro de que me he dejado por el camino muchísimas astrónomas como Paris Pismis, Margaret Burbidge, Carolyn Shoemaker, Catherine Cesarsky o las españolas Assumpció Català i Poch y Antonia Ferrín Moreiras, ambas fallecidas este año; pero os dejo que busquéis cosas sobre ellas por vosotros mismos para no extenderme más.

Sin embargo, no quiero despedirme sin antes recomendaros que visitéis la web del proyecto pilar del Año Internacional de la Astronomía Ella es una Astrónoma en el que podréis disfrutar de un calendario de astrónomas, los documentales Mujeres en las estrellas en los que hay entrevistas a Assumpció Català y Antonio Ferrín (programa II), podcasts de radio, y muchísima más información sobre el papel de la mujer en la astronomía. Os la recomiendo.

Saludos ;)

Fuentes:
Mujeres y astronomía, de Josefa Masegosa Gallego
– Proyecto Pilar del AIA09: Ella es una astrónoma

Nota: Este artículo surge gracias a una estupenda conferencia titulada Astrónomas: un Universo desconocido impartida por la doctora Josefina Ling en la Facultad de Ciencias de la Universidad de Oviedo, con motivo de la Semana de la Ciencia. Agradecer también a Josefina Ling el haber dedicado un tiempo en su apretada agenda a corregir amablemente este artículo.

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Distancia sideral

El mes pasado os hablaba sobre la magnitud y la distancia de las estrellas. Pues bien, en la entrada de hoy os hablaré de cómo se mide dicha distancia a las estrellas o incluso a otras galaxias. Como ya os imaginaréis no podemos sacar un metro e ir midiendo, de modo que se utilizan sistemas mucho más avanzados y curiosos de medir la distancia que nos separa de dichos cuerpos. Os hablaré de cuatro sistemas diferentes: paralaje, estudio de estrellas Cefeidas, estudio de supernovas Ia y por último el efecto Doppler. Van ordenados de menor a mayor según el cálculo de distancias para los que son utilizados. Comencemos.

Para distancias “cortas” (astronómicamente hablando) tales como distancias a planetas o estrellas cercanas se utiliza la paralaje (sí, aunque suene raro es femenino). Este método ya se conocía desde principios del siglo XIX y consiste en utilizar dos puntos de la órbita de la Tierra alrededor del Sol como si fueran dos ojos. Me explico. Se observa la posición de una estrella por ejemplo en el mes de abril, y posteriormente se observa esa misma estrella en el mes de octubre. Al haber transcurrido 6 meses, la Tierra está situada en puntos opuestos de su órbita alrededor del Sol, lo que permite construir un triángulo entre la estrella y la Tierra que podemos usar para calcular la distancia. La estrella no se ve en el mismo lugar del firmamento ya que no son puntos que estén completamente fijos, sino que se desplazan por la galaxia al igual que lo hace nuestro Sol. Ésto provoca que haya un pequeño ángulo de diferencia que nos sirve para la medición. Así dicho es bastante enrevesado, pero con un dibujo fijo que lo entenderéis mucho mejor:

Paralaje

La p del dibujo es la mitad del ángulo que forma la posición en la que vemos la estrella en abril y en la que la vemos en octubre. Se mide en segundos de arco y se define a partir de una unidad de distancia llamada pársec, que equivale a 206265 UA, o lo que es lo mismo 3,26 años luz. Sabiendo cuánto es un pársec y aplicando simple trigonometría podemos saber fácilmente a qué distancia están los objetos a partir de dos puntos de referencia. Como ya os dije al principio la paralaje es más precisa en distancias “cortas” ya que a grandes distancias la variación en la posición del objeto a medir es demasiado pequeña y es más complicado medir.

Cefeida Eta AquilaeEn el siguiente paso están las Cefeidas. Una estrella cefeida es una estrella variable cuya luminosidad va cambiando con el tiempo de manera regular. Debido a esta variación, aparece una propiedad fundamental en el estudio de las Cefeidas que es su periodo. Éste se mide fácilmente mediante la observación de los máximos en la curva de luz (imagen de la izquierda), y puede ser utilizado para calcular la magnitud absoluta mediante la ley del periodo-luminosidad. Con esta simple relación entre el periodo y la luminosidad podemos calcular la magnitud absoluta; y por tanto podemos hallar la distancia a la que se encuentra sin más que aplicar la relación con la magnitud relativa tal y como vimos en la entrada del mes pasado. Este método es efectivo tan solo para estrellas dentro de nuestra galaxia y galaxias vecinas, pero se consigue gran precisión en el cálculo.

SN 1994aePara estudiar los objetos más allá de nuestra galaxia, es decir otras galaxias o cúmulos de ellas, se utiliza un sistema muy relacionado con las cefeidas pero más preciso: el estudio de las supernovas Ia. Una supernova Ia es un tipo especial de supernova caracterizada por la falta de la línea espectral del Helio y la presencia de la del Silicio. El cálculo de la distancia mediante el estudio de las supernovas tipo Ia es, como ya dije antes, muy parecido al de la Cefeidas. Todas las supernovas Ia conocidas tienen una curva de luz muy similar y con los máximos de emisión con magnitud también muy similar (en la gráfica de la derecha se observa perfectamente la curva de luz característica). Conocido dicho máximo de magnitud absoluta constante podemos acudir de nuevo a la relación con la magnitud relativa y obtener la distancia a la que se encuentran, tal y como hicimos con las Cefeidas. La principal diferencia y ventaja de este estudio frente al anterior es que gracias a la alta luminosidad de las supernovas Ia, se pueden observar fácilmente en cualquier galaxia y puede calcularse la distancia con mayor precisión.

Estas características de periodicidad de las Cefeidas y de luminosidad máxima constante en las curvas de luz de las supernovas Ia nos dan la posibilidad de utilizarlas como medida estándar de distancias, lo que se conoce como candela estándar.

Para terminar, os hablaré del sistema que se utiliza para medir las distancias a galaxias extremadamente lejanas o cúasares. Se trata del efecto Doppler. Este efecto es muy común en la Tierra para las ondas mecánicas, como por ejemplo el sonido. Es el efecto por el cuál escuchas más agudo el sonido de una ambulancia cuando se acerca a ti, y más grave cuando se te aleja. A grandes rasgos, esto se debe a una aglomeración de las ondas sonoras por delante de la ambulancia, provocando así el sonido más agudo (mayor frecuencia); y una disminución de las ondas en la parte de atrás, provocando el sonido grave (menor frecuencia). Sin embargo esto no solo ocurre en la Tierra con el sonido, sino que las ondas electromagnéticas como la luz también sufren el efecto Doppler. Un ejemplo terrestre del uso del efecto Doppler con ondas electromagnéticas es el radar que utiliza la policía para comprobar la velocidad que llevas con tu vehículo.

Si aplicamos esto al espacio, tenemos que observamos unas desviaciones en la longitud de onda de la señal que percibimos del cuerpo que estamos estudiando. Al igual que a la policía le sirve para saber a que velocidad viajas, ésto a los astrónomos y astrofísicos les sirve para saber si dicho cuerpo se está acercando o alejando de nosotros y la velocidad a la que lo hace. Cuando una estrella se acerca a nosotros, vemos como la frecuencia que nos llega es mayor que la emite (al igual que sucede en la ambulancia), y por tanto la longitud de onda es menor que la original. Esto hace que notemos un desplazamiento hacia el azul de la luz que recibimos. El caso contrario es que se aleja de nosotros, y en ese caso notamos que la frecuencia que nos llega es menor que la que emite realmente, por lo que se longitud de onda que vemos es mayor que la original. Esto hace que notemos un desplazamiento hacia el rojo. En el dibujo inferior se entiende mucho mejor.

Corrimiento por efecto Doppler

Ahora os preguntaréis que como se puede saber la velocidad y la distancia a dicha estrella, y la respuesta es muy sencilla. Dependiendo de la variación de la frecuencia se puede saber si la estrella viaja más rápido o más despacio; del mismo modo que el radar sabe si vamos más rápido o más despacio con el coche. Y una vez que conocemos la velocidad, la distancia es muy fácil calcularla gracias a la Ley de Hubble. Esta ley nos dice de forma simplificada que la velocidad es igual a la distancia de la estrella multiplicada por una constante llamada constante de Hubble. Por tanto despejando la distancia ya tenemos lo que buscamos. Este método de medición mediante el efecto Doppler es bastante impreciso, ya que el valor de la constante de Hubble no está perfectamente determinado y además no sabemos si realmente es una constante ya que todo parece indicar que varía en el tiempo. Aún así el efecto Doppler solo funciona para objetos de fuera de nuestra galaxia, lo cual nos limita demasiado.

Como anécdota del efecto Doppler, comentar que los resultados observados al estudiar galaxias lejanas coincide con lo que postula la Teoría del Big Bang: la expansión del universo. Debido a esta expansión acelerada, las galaxias más lejanas deben alejarse más rápido que las más cercanas, y por tanto su corrimiento hacia el rojo debe ser mayor. Efectivamente, este hecho se verifica al estudiar el efecto Doppler que producen estas galaxias lejanas, lo que constituye una buena prueba experimental de la validez de la Teoría del Big Bang.

En resumen. Para objetos cercanos calculamos la distancia a la que se encuentran utilizando la paralaje. Para estrellas alejadas y galaxias vecinas utilizamos el estudio de las Cefeidas. Para galaxias lejanas utilizamos las supernovas Ia. Y para las galaxias extremadamente lejanas y cuásares utilizamos el efecto Doppler. Por orden de precisión en el cálculo tenemos en primer lugar el estudio de las supernovas Ia, en segundo el estudio de las Cefeidas, en tercero la paralaje, y por último tenemos el efecto Doppler como el sistema de medición de distancias menos preciso.

Saludos ;)

Fuente de la curva de luz de la cefeida: Las Doce Mejores estrellas Variables
Fuente de la curva de luz de la supernova: Teacher’s Guide to the Universe by Lindsay M. Clark, MAP Education/Outreach Coordinator

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El tamaño sí que importa… a veces

SolLejos de lo que suele representar siempre una frase como la que he elegido para el título de esta entrada, esta entrada trata sobre la magnitud de brillo de las estrellas. Todos los que estéis un poco puestos en el mundillo de la astronomía o la astrofísica ya sabréis que para catalogar el brillo de una estrella se usa una escala de magnitudes que en principio iba del 1 al 6, pero que con el tiempo se ha ido incrementando tanto hacia valores mayores que 6 como menores que 1, incluyendo números negativos. Con esta entrada os mostraré qué significan estos valores y qué relación tienen con el tamaño y la distancia de las estrellas estudiadas. Comencemos.

La escala para medir el brillo de las estrellas recibe el nombre de magnitud y fue utilizada por primera vez por un astrónomo de la Antigua Grecia llamado Hiparco de Nicea. Catalogó las estrellas más visibles en el firmamento con la magnitud 1 y las menos visibles con la magnitud 6. Lógicamente, en esa época no tenían instrumentos de medida de la luminosidad de estas estrellas así que esta escala es simplemente una aproximación de lo que el ojo humano podía medir, es decir, es completamente subjetiva.

Fue a mediados del siglo XIX cuando un señor llamado Norman Pogson propuso que la intensidad de una estrella de magnitud uno era 100 veces superior a la intensidad de una estrella de magnitud 6. Esta teoría concordaba con lo que se observaba con los instrumentos de medida, de modo que la intensidad entre cada magnitud se convirtió en la manera científica de catalogar a las estrellas en la escala. Haciendo cálculos que tenéis perfectamente explicados en la Wikipedia, se puede comprobar que al pasar de una magnitud de la escala a otra se aumenta o disminuye la intensidad en un factor de aproximadamente 2,5. A partir de esto, se pudieron catalogar estrellas con magnitud mayor que 6 y con menor que 1, pero siempre manteniendo este factor 2,5 entre cada entero de magnitud.

Para aclarar un poco más las cosas, la magnitud se ha dividido en tres tipos. Simplemente os hago una pequeña descripción, sin entrar en más detalles.

  • La magnitud aparente es la intensidad que nos llega de un objeto. Es la escala que se suele utilizar habitualmente, aunque no es una medida demasiado precisa ya que dependiendo de donde nos encontremos en nuestro universo, este valor va a cambiar. El motivo es que cuanto más cerca estemos de una estrella más magnitud aparente tendrá y viceversa.
  • La magnitud visual es la magnitud de una estrella estimada con el ojo humano. Realmente es el mismo tipo que la anterior, pero la destaco por motivos históricos ya que fue la base de la escala realizada por Hiparco de Nicea.
  • La magnitud absoluta es la magnitud aparente que tendría un objeto si éste estuviera situado a una distancia de 10 pársecs, es decir 32,6 años luz. Esta es la escala más fiable ya que es objetiva, es decir, cualquier objeto puede ser catalogado de una manera más general y se pueden realizar comparaciones.

Magnitudes del Sol

Así pues ya podemos hacer una clasificación de las magnitudes aparentes de los principales objetos de nuestro firmamento. La estrella que nos da la vida, nuestro querido Sol tiene una magnitud de -26,8. Como veis un valor muy elevado en cuando a la intensidad que recibimos de él, lo cual es completamente lógico debido a su proximidad. El otro astro que tenemos más cerca es nuestra Luna, la cual tiene una magnitud que ronda los -12,6 cuando está en fase de Luna llena. Si recordáis el eclipse lunar que tuvo lugar el 21 de febrero del año pasado, la Luna fue eclipsada por la Tierra y su luminosidad, si no tuviéramos en cuenta el brillo de la Tierra, habría bajado hasta un valor de magnitud 10,19, que es aproximadamente la magnitud del tercer asteroide en ser descubierto, cuyo nombre es Juno y está en el cinturón de asteroides. Ahora bien, ¿por qué si tienen la misma magnitud, a Juno no lo vemos y a la Luna sí? Como bien podéis adivinar, es simplemente una cuestión de distancias y tamaños.

arcturus-solSi nos vamos a estrellas grandes como una gigante naranja como en el caso de Arturo, tenemos que posee una gran luminosidad ya que su magnitud es -0,04, pese a encontrarse a 36,7 años luz. Otro caso puede ser la supergigante azul Rigel cuya magnitud es 0,12 y está a la larga distancia de 773 años luz. Pero como extremo de estrellas gigantes está la más grande conocida, VY Canis Majoris, que al estar a 5000 años luz de distancia únicamente tiene una magnitud de brillo 9,5. Y si ahora nos vamos a estrellas pequeñas, tenemos Alpha Centauri A (recordar que el sistema Alpha Centauri es triple) que es ligeramente mayor que el Sol y tiene una magnitud de -0,01 debido a su gran proximidad a la Tierra, unos 4,4 años luz. Aunque la estrella más cercana del sistema Alpha Centauri, la famosa Próxima Centauri, al tratarse de una pequeña enana roja, tiene un brillo de magnitud 11. Y la estrella más brillante de nuestro cielo, Sirius, perteneciente al Can Mayor tiene un brillo de magnitud -1,5 y es casi el doble de grande que nuestro Sol. Es una estrella blanca de secuencia principal que se encuentra a 8,7 años luz.

En resumen. Tal y como podéis comprobar de este último párrafo el tamaño sí que importa en la magnitud aparente de brillo de los astros; pero no siempre, ya que la distancia a la que se encuentre la estrella o cualquier otro astro también es determinante. Hay otros factores que no he tenido en cuenta y que son importantes, como los motivos por los un astro tiene más o menos luminosidad o el tipo de radiación que emiten, pero como primera aproximación lo que os he contando es correcto.

Esto es todo por hoy. El mes que viene hablaremos de cómo medir la distancia a las estrellas que es otro tema muy interesante y que nos sirve de complemento para esta entrada.

Saludos ;)

Alpha Centauri vs Sol

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