Lo que la luz puede contarnos

Lo que la luz puede contarnos

Esto es un alumno de Física que le pregunta a su profesor: “Si no hemos conseguido llegar a la superficie del Sol, ¿cómo podemos saber de qué está compuesto?”. A lo que el maestro responde: “La ciencia no abarca solamente lo que podemos palpar con nuestras propias manos, supón un edificio muy, muy alto, cuya parte superior no podamos siquiera ver… ¿cómo medirías su altura?”.

Lo que la luz puede contarnos 1

Buena parte del conocimiento científico que manejamos hoy en día nos viene dado por métodos indirectos, pues no siempre se puede realizar una medición inmediata del fenómeno, pero la mayor parte de las veces sí se puede llegar a esta mediante la ilación de otras relacionadas. Por ejemplo, para medir la altura de ese edifico que nos comenta nuestro profesor, podríamos medir su sombra y la de un objeto del que sí conozcamos la altura, que situamos a su lado, y con una simple resolución matemática estaríamos obteniendo una altura que tal vez no podamos ni apreciar a simple vista.

Actualmente conocemos muchas características de las capas interiores y el núcleo de la Tierra, que tiene un radio que ronda los 6.400 kilómetros, sin embargo, apenas se han alcanzado los quince primeros escavando. Entran en juego estudios sismográficos, gravimétricos y del magnetismo, que para este caso constituyen métodos de investigación indirectos gracias a los cuales, entre otros, sabemos tanto de la naturaleza del centro de nuestro planeta.

Pero volvamos al problema del principio. En mi anterior artículo os hablaba de la fusión, y de las reacciones químicas que se llevaban a cabo en el interior de las estrellas, y por tanto de nuestro Sol. ¿Pero cómo es que podemos hablar con tanta precisión de su interior si no podemos acercarnos siquiera a la superficie del astro?

En 1830 el filósofo francés Auguste Comte publica un ensayo en el que rechaza todo aquello que esté suspendido en hechos no comprobables. Comte ejemplifica su argumento afirmando que “jamás sabremos de qué material están hechas las estrellas, pues las distancias que nos separan de estas lo hacen imposible”. Sin embargo sólo unos años más tarde se desvelaría lo que jamás se iba a desvelar, y los científicos de la época enunciaron la composición química de las estrellas basándose en el estudio de la luz que estas irradian.

Isaac Newton fue uno de los físicos pioneros en lo que a óptica se refiere. En 1666, en su etapa de estudiante, Newton hace pasar la luz solar a través de un prisma y observa el abanico de todos los colores del arco iris que se refracta, deduciendo así que la luz de color blanco es la síntesis de todas las demás.

Mucho después es el alemán Joseph von Fraunhofer quien observando muy minuciosamente este espectro luminoso detecta la presencia de unas franjas de oscuridad, negras y decide estudiarlas a fondo. Fraunhofer llega a la conclusión de que estas líneas deben guardar una estrecha relación con la fuente emisora, en este caso el Sol. Es así como Fraunhofer decide examinar los espectros luminosos de otras estrellas, y observa que los de algunas eran muy similares al del Sol, pero que otras estrellas presentan espectros muy distintos. Fue su muy prematuro fallecimiento el que no le permitió proseguir con su importante investigación.

Espectro solar donde se pueden apreciar las citadas líneas espectrales. FUENTE: NOAO.

Espectro solar donde se pueden apreciar las citadas líneas espectrales. FUENTE: NOAO.

En un intento de tratar de comprender esto, el también alemán Gustav Kirchhoff observa el espectro irradiado por lámparas que contenían gases de distintos elementos llevados a altas temperaturas de forma que emitiesen luz. Cada elemento emitía un espectro diferente y único, caracterizado por la distribución de esas líneas de oscuridad.

Hidrógeno, helio y neón sometidos a altas temperaturas en lámparas de descarga. Cada uno emite luz de un color diferente. COMPOSICIÓN A PARTIR DE: IMAGES OF ELEMENTS.

Hidrógeno, helio y neón sometidos a altas temperaturas en lámparas de descarga. Cada uno emite luz de un color diferente. COMPOSICIÓN A PARTIR DE: IMAGES OF ELEMENTS.

Por otra parte, toma también estos gases para observar lo que ocurría al hacer pasar luz solar a través de estos. El vapor absorbía parte de la luz y se oscurecían algunas zonas del espectro solar. Descubre de esta forma que el vapor de un elemento, cuando tiene menor temperatura que la fuente luminosa, absorbe luz de las mismas frecuencias que brillan en el espectro de emisión del mismo elemento. Estamos así ante el denominado espectro de absorción. Es decir, los elementos dibujan líneas brillantes en su espectro cuando emiten luz (espectro de emisión) y líneas oscuras cuando absorben la luz de otra fuente (espectro de absorción).

Representación de los espectros de emisión y absorción del hidrógeno respectivamente.

Representación de los espectros de emisión y absorción del hidrógeno respectivamente.

Ahora que ya sabemos cómo podemos conocer la composición del Sol, veamos pues de qué está formada nuestra estrella. La atmósfera solar está a mucha menor temperatura que el núcleo, como ya os comentaba en mi anterior artículo al hablar de la fusión, por lo que actúa absorbiendo parte de la luz blanca que se emite en el interior, dejando esas huellas, esas líneas espectrales características. Así pues sabemos que el 98% del Sol es la suma de hidrógeno y helio, los elementos más simples que existen, de dicho porcentaje, el hidrógeno (el elemento químico más simple) abarca tres cuartas partes. El restante 2% está conformado por una larga serie de elementos in crescendo en la tabla periódica (carbono, oxígeno, neón…) que termina en el hierro (que como vimos en el artículo anterior, supone la frontera entre los procesos de fusión y fisión).

Serie espectral visible del hidrógeno (serie de Balmer).

Serie espectral visible del hidrógeno (serie de Balmer).

Mediante la espectroscopia obtenemos también una clasificación de las estrellas en función a los componentes que forman su atmósfera, que se pueden relacionar con la edad del astro y otras características. Las estrellas en su nacimiento solamente contienen hidrógeno, que se va consumiendo y transformando en helio mediante los procesos termonucleares de fusión. Dichos núcleos de helio a su vez se van fusionando en elementos más pesados, hasta, como ya he dicho, el hierro.

Este es solamente uno de los muchísimos métodos indirectos que se han utilizado a lo largo de la historia, como decía el profesor de nuestra introducción, no hay que palparlo todo con las manos para llegar a conocerlo, es impresionante la ingente cantidad de información que por ejemplo nos puede brindar la luz acerca de un determinado fenómeno.

Por otra parte y para concluir por hoy, os expongo una última reflexión acerca de la luz y os invito a considerarla: Tenemos que tener en cuenta que la ciencia no deja de ser una interpretación humana del entorno que lo rodea. Una de las principales razones que me llevan a admirar especialmente la óptica y todo lo relacionado con el estudio de la luz, es que creo sinceramente que esta juega un papel muy importante en nuestra percepción. Hay que tener en cuenta que la visión es con gran diferencia el más potenciado de nuestro cinco sentidos, ocupando una generosa proporción de nuestro volumen cerebral. Será pues de acuerdo con la lógica, la exégesis de la luz una abundante fuente de conocimiento para nosotros también.