La curiosidad y la necesidad sirven como la fuerza motriz del

Carlos Roberto Rojo
Las Atmósferas de Júpiter y Saturno: Una comparación
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La curiosidad y la necesidad sirven como la fuerzas motrices del descubrimiento.
Por siglos, el hombre ha volteado hacia el cielo, confundido e impresionado, maravillado
por su esplendidez: nebulosas, gases tenues, estrellas y planetas, arte sobre un lienzo de
oscuridad. Con el avance de la tecnología, estos otros mundos y los misterios del
universo ya están más cercas y nuestro entendimiento más completo. .
La dispersión
En 1825, Auguste Comte, con confianza, predicho que la composición química de
las estrellas nunca se podrá saber. En un esfuerzo para refutar la predicción de Comte, en
menos de treinta años después, Gustav Kirchoff y Robert Bunsen empezaron a desarrollar
los secretos contenidos en los espectros de los elementos. En 1854, trabajando en la
Universidad de Heidelberg, Kirchoff, unido con Bunsen, investigó las propiedades de los
elementos calentados hasta incandescencia. Juntos demostraron que cada elemento en
este estado emite radiación (un espectro) característica, luz colorada que revela la
identidad del elemento. Como la luz que emiten los elementos incandescentes consiste
de varias longitudes de onda, para poder separar los componentes de la luz
completamente y distinguir entre los elementos, Kirchoff y Bunsen aplicaron el
fenómeno de dispersión.
Dispersión, mostrada en la primera figura,
describe a la separación de luz basada en las
longitudes
de
onda
contenidas.
Frecuentemente, se usa un prisma para lograr
esta descomposición de los rayos luminosos.
Un sólido hecho de cristal blanco, el prisma
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demuestra la física de esta separación: los
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varios componentes dentro de la luz incidente
propagan con velocidades directamente
proporcionales a sus longitudes de onda.
Debido a esta diferencia en velocidad, los
componentes no solamente se doblan
(refractan) al tocar y pasar la superficie del
prisma, pero se doblan diferentemente
Figura 1: La descomposición
(dispersan) dentro del prisma. Kirchoff y
de la luz blanca debida a la
Bunsen se dieron cuenta que este proceso les
dispersión.
podría servir como un instrumento eficaz con
la potencial de identificar o descubrir a algunos
elementos. Kirchoff luego decidió a aplicar
este método al análisis de la composición del Sol, iniciando una nueva era en la ciencia de
astronomía.
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El espectro de la absorción
Kirchoff descubrió que cuando luz pasa por un gas, el gas absorbe los componentes de la
luz incidente cuyos longitudes de onda son iguales a los que el gas emitiría cuando calentado.
Este descubrimiento ayudó a Kirchoff explicar los rasgos del espectro del Sol. Por ejemplo,
Kirchoff se dio cuenta que las líneas oscuras que aparecen dentro del espectro solar indican la
absorción de unos particulares componentes de la luz (luz producida dentro del centro del Sol) y
que el gas del Sol es el absorbente. En ese momento Kirchoff pudo refutar la predicción de
Comte: las composiciones de gases y atmósferas de nuestro sistema solar sí se podían saber
utilizando el análisis espectroscópico.
El dispositivo de cargas interconectadas y el efecto fotoeléctrico
Con el avance de la tecnología, hoy se puede cumplir el análisis espectroscópico con mucha
más precisión en mucho menos tiempo utilizando los dispositivos de cargas interconectadas
(CCD en ingles: charge-coupled device). Este aparato está compuesto de miles, o a veces
millones, de estos dispositivos para poder colectar y almacenar digitalmente a la luz incidente,
aprovechando al efecto fotoeléctrico. En la vuelta del siglo diecinueve, Einstein empezó a
finalizar su explicación de este fenómeno.
El efecto fotoeléctrico es cuando electrones son expulsados de la superficie de un metal
debido a una fuente de luz. En 1905, Einstein cuando publicó un articuló de investigación sobre
el tema, solidificó nuestro entendimiento de este efecto: la luz incidente es hecha de un raudal de
partículas sin masa, llamados fotones, que transfieren su energía a los electrones, liberándolos
de la superficie. Además, Einstein explicó que luz de más alta intensidad libera más fotones.
Los dispositivos funcionan como las superficies de metal dentro de la explicación del
efecto fotoeléctrico. Cuando luz de una estrella o un planeta cae sobre el aparato (montado
dentro de un telescopio), cada dispositivo expulsa a un número de electrones que es proporcional
a la cantidad de luz que le llega. Los dispositivos luego almacenan esta información en forma de
una carga, manteniendo un record de la cantidad de luz que cayó sobre cada particular
dispositivo. Finalmente, cada dispositivo almacena esta información en la forma de un píxel
dentro de la imagen final.
Durante el otoño del 2006, usando el observatorio de la Universidad de Rice, me puse a
determinar las composiciones de las atmósferas de Júpiter y Saturno con el objetivo de confirmar
las composiciones ya documentadas. Lo que sigue es una descripción del método utilizado.
Colección y Corrección de Datos
Primeramente, es necesario de observar los planetas y obtener sus espectros. La luz
que llega de los planetas estimula a los dispositivos de cargas conectadas durante el tiempo
de exposición, como anteriormente explicado. Luego, la computadora, la cual es conectada
al telescopio y a los dispositivos, almacena estas medidas en forma de una imagen o foto
crudo (por ejemplo el de Saturno en la Figura 2 de la página siguiente). Pero como esta
imagen es cruda y solamente una representación de la luz que llegó a cada dispositivo se
tiene que limpiar y modificar antes del análisis.
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Errores presentes dentro de la imagen
debidos a las tendencias inherentes del
instrumento de medición se tienen que
remover de la imagen. Por ejemplo, como
solamente queremos analizar al efecto de
la luz que nos llega de los planetas,
tenemos que corregir por los otros factores
que posiblemente pueden estimular a los
dispositivos.
Para combatir a este
problema, después de tomar los espectros,
hay que obtener una imagen en oscuridad.
Es decir que se toma una imagen con el
telescopio cubierto para que los
dispositivos de cargas interconectadas
solamente estén recibiendo excitación de
otras formas. El problema más común
ocurre cuando el calor de los dispositivos
los estimula en vez de la luz, un tipo de
problema llamado ruido o, en el caso de
calor, ruido termal.
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Figura 2: Imagen crudo del espectro de
Saturno (corregido por ruido termal).
Notar que ya se pueden ver las líneas
oscuras las cuales son características de
la absorción de algunos componentes
por la atmósfera del planeta.
Finalmente, se debe de obtener dos otros imágenes para la calibración de los espectros
planetarios. Para poder calibrar las longitudes de onda presentes dentro de los espectros
planetarios, se tiene que obtener un espectro con rasgos cuyos longitudes de onda ya se han
determinaron. Una imagen de una lámpara del elemento Neón sirve como este espectro de
calibración. También obtenemos un espectro de la Luna cuyo espectro sirve como una
representación cercana al del Sol. Con el espectro lunar se puede distinguir entre los rasgos del
espectro planetario que deben su existencia a la atmósfera del planeta y los rasgos del espectro
del Sol.
El Análisis con IRAF
Hoy en día se puede hacer el análisis completamente con la computadora usando el
programa IRAF (Image Reduction and Analysis Facility). Con IRAF, el usuario puede subir y
manipular los imágenes tomados con el telescopio. Como primer paso, uno tiene que remover
los errores de la imagen original (como el ruido termal). El programa puede corregir este
problema por medio de combinar a los espectros crudos y las imágenes en oscuridad,
básicamente restando la imagen en oscuridad de los espectros. Entonces, nuestra imagen con la
cual se continúa el análisis ya representa más al espectro verdadero del planeta. Luego, para
poder usar las longitudes de onda, las cuales corresponden a la absorción por moléculas o
elementos particulares dentro de las atmósferas planetarias, se tienen que calibrar los espectros
planetarios con el espectro de Neón usando IRAF. Utilizando ordenes dentro del programa, la
Figura 2 se calibra con el espectro de Neón, creando un espectro con distintas características
etiquetadas con longitudes de onda que revelan a la identidad del absorbente (Figura 3A).
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Absorbente
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Metano
Longitud de Onda
(Ángstrom)
7279
Amoniaco
6745
Oxígeno
6867
Agua
6900
A)
B)
Figura 3: A) Espectro de Saturno calibrado con el espectro de Neón; la longitud
de onda (Ángstrom) se representa por el eje horizontal y la transmisión o cantidad
de luz representada por el vertical con una línea de absorción debida a metano
(7279 Ángstrom) marcada por flecha . B) Absorbentes y las longitudes de onda en
donde se encuentran sus respectivas líneas de absorción (líneas oscuras).
Usando IRAF, se normaliza el espectro como en la Figura 3A: la máxima transmisión o
cantidad de luz que obtiene el telescopio es puesto a uno, con cualquier medida más baja de esta
demarcación siendo debida a la absorción. Como ejemplo, la Figura 3A marca a la absorción
drástica debida al metano.
Sabiendo las longitudes de onda de las líneas de absorción y a cual longitud de onda
absorben los gases normalmente se puede determinar cual absorbente es responsable por cada
línea (Figura 3B). Con esta información se cumple el objetivo: se puede determinar y comparar
las composiciones de las atmósferas de Júpiter y Saturno.
Resultados y las composiciones atmosféricas
Las atmósferas de Júpiter y Saturno principalmente son compuestas de hidrógeno y
helio, con cantidades más escasas de las moléculas tabuladas en la Figura 3B (entre otras). La
razón por la cual no “encontré” a los elementos mas dominantes es porque no actúan
recíprocamente fuerte con las ondas electromagnéticas. Es decir que la luz del Sol que se refleja
de los planetas, la cual nos llega, no es absorbido fuerte por el hidrógeno o el helio. Entonces,
usando el observatorio de Rice, con la contaminación lumínica y sensores de menor calidad, no
se podía detectar la presencia de estos elementos. Sin embargo, este experimento no solamente
confirmó que las atmósferas de Júpiter y Saturno son compuestas de cantidades detectables de
amoniaco, metano, oxígeno y agua, pero demostró el uso del análisis espectroscópico como un
instrumento eficaz en la exploración de nuestro sistema solar y su origen.
Bibliografía:
1. Pedrotti, F.L., Pedrotti, L.S. Introduction to Optics: 2nd Edition. Prentice Hall, Inc.
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Upper Saddle River, New Jersey, 1993.
2. Carroll, B.W., Ostlie, D.A. An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley
Publishing Company, Inc. Reading, Massachussets, 1996.
3. Kirchoff, Gustav Robert. The New Enciclopedia Britannica. 15th Ed. 1989.
4. Thompson, Tom. Charge-Coupled Device. Computer World, 2001.
http://www.computerworld.com/softwaretopics/software/multimedia/story/0,10801,6277
8,00.html
5.
Rojo, Carlos. Jupiter and Saturn: An Atmospheric Comparison.
http://www.owlnet.rice.edu/~crrojo/Astr%20230/saturnintropage.htm
Imágenes:
-Figura 1: http://nl.wikipedia.org/wiki/Prisma_(optica
-Figura 2, 3A: http://www.owlnet.rice.edu/~crrojo/Astr%20230/saturnintropage.htm
-Saturno dentro pie de página: www.nasa.gov, http://observe.arc.nasa.gov/nasa/
gallery/image_gallery/solar_system/solar_saturn.html
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