astronomía

Conceptos astronómicos

La unidad de flujo o Jansky (símbolo Jy) es una unidad, no perteneciente al Sistema Internacional de Unidades, de densidad de flujo espectral,¹ que equivale a 10⁻²⁶ vatios por metro cuadrado y por hertz. La densidad de flujo o flujo monocromático, , de una fuente es la integral de la radiancia espectral , , sobre el ángulo sólido fuente:

La unidad lleva el nombre del radio astrónomo pionero estadounidense Karl Guthe Jansky, y se define como:

 (SI)  (cgs)²

La densidad de flujo en Jy se puede convertir a una base magnitud, para supuestos adecuados acerca del espectro. Por ejemplo, la conversión de una magnitud AB a una densidad de flujo en microjanskys es directa:³

Dado que el jansky se obtiene integrando el ángulo sólido fuente total, se utiliza más para describir las fuentes puntuales; por ejemplo, el Tercer Catálogo Cambridge de radiofuentes (3C) informa de los resultados en Jy. Para fuentes extendidas, el brillo superficial se describe a menudo en unidades de Jy por ángulo sólido: por ejemplo, los mapas Far Infra-Rojo (FIR) del satélite IRAS están en MJY/sr. Aunque las fuentes extendidas en todas longitudes de onda se pueden presentar en estas unidades, en los mapas de radiofrecuencias, tradicionalmente las fuentes extendidas se han descrito en términos de temperatura de brillo, por ejemplo el Haslam et al. de 408 MHz de todo el cielo continuo se expresa en términos de una temperatura de brillo en K.

El flujo que mide el jansky puede estar en cualquier forma de energía. Fue creado para, y todavía se usa más frecuentemente, en referencia a la energía electromagnética, especialmente en el contexto de la radioastronomía. Las radiofuentes más brillantes tienen densidades de flujo del orden de uno hasta cien janskys. Por ejemplo, el 3C enumera entre 300 y 400 fuentes de radio en el hemisferio norte que tienen un brillo de 9 Jy a 159 MHz. Esto hace que el rango de los jansky sea una unidad adecuada en radioastronomía.

Las ondas gravitacionales también transportan energía, por lo que su densidad de flujo también se puede expresar en janskys. Aunque las ondas gravitacionales nunca se han observado directamente, las señales típicas sobre la Tierra se espera que sean del orden de los Jy o mayores.⁴ Sin embargo, debido al pobre acoplamiento de las ondas gravitacionales con la materia, tales señales son difíciles de detectar.

Es importante entender el significado de la componente por hertz de la unidad jansky. Al medir las emisiones de banda ancha continua, donde la energía está más o menos uniformemente distribuida a través del detector de ancho de banda, la señal detectada se incrementará en proporción a la anchura de banda del detector (en oposición a señales con ancho de banda más estrecho que el paso de banda del detector). Para calcular la densidad de flujo en janskys, la potencia total detectada (en vatios) se divide por el área de recogida de receptor (en metros cuadrados), y luego se divide por el ancho de banda del detector (en hercios). La densidad de flujo de las fuentes astronómicas está muchos órdenes de magnitud por debajo de 1 W/(m²·Hz), por lo que el resultado se multiplica por 10²⁶ para obtener una unidad más apropiada para los fenómenos astrofísicos naturales.⁵

El milliJansky, mJy, se llama a veces como una unidad de mili flujo (m.f.u.) en la literatura astronómica.

El Jansky (Jy)

La unidad típica de densidad de flujo en radioastronomía recibe el nombre de Jansky (Jy), en honor a Karl Jansky, ingeniero americano hoy considerado padre de la radioastronomía. Un Jansky equivale a 10W m Hz.
Esto es, el Jansky se refiere a una potencia por unidad de superficie (es decir, un flujo) por unidad de frecuencia, lo que hace que sea una densidad de flujo, donde la palabra ``densidad'' hace referencia a ``por unidad de frecuencia''.
El orden de magnitud de esta unidad de flujo en Radioastronomía ya habla por sí solo en cuanto a la cantidad de energía captada y correlacionada se refiere.

Temperaturas de Sistema y de Antena

Pasemos ahora a hablar un poco sobre cómo se consiguen calibrar las amplitudes de las visibilidades del interferómetro, una vez hemos hablado ya largo y tendido sobre las fases.
En la práctica, el calibrado de las amplitudes se suele efectuar antes del Fringe Fitting, de manera que el ajuste de las correcciones de las antenas se haga atribuyendo a la visibilidad de cada línea de base el peso estadístico que merece.
Calibrar en amplitudes no es más que multiplicar todas las visibilidades por unos números reales que convierten una amplitud de coeficiente de correlación (sin unidades) en una densidad de flujo (en Jy).
Para explicar el proceso de calibración de amplitudes necesitamos definir primero algunas magnitudes de interés, como son la Temperatura de Sistema y de Antena.
Sea  la potencia que entra en el receptor de una antena proveniente de la fuente , que podría ser desde la fuente celeste a estudiar hasta cualquier emisor de ruido en la electrónica de la estación.
Definimos como Temperatura Equivalente, a la temperatura  que obedece a la ecuación:

donde  es la potencia recibida,  es la constante de Boltzmann,  es la ganancia del amplificador de voltaje del receptor y  es la anchura de banda a la que observamos. Esto es, la temperatura equivalente a la potencia  es aquella que, de acuerdo a la ecuación de Boltzmann, produciría un cuerpo negro a dicha temperatura, amplificando su potencia por el factor .
A partir de esta sencilla definición podemos hablar, pues, de la Temperatura de Sistema () como la equivalente a la potencia generada por todo el ruido de amplificadores y receptores en cada estación. Esta temperatura, pues, representa la mayor parte de la señal que es ajena a la fuente en estudio. En VLBI, no obstante, la Temperatura de Sistema que se suele usar es la llamada on source que, como su propio nombre indica, es la equivalente a la registrada por la antena cuando también se observa la fuente. Dado que las fuentes producen en las antenas una señal mucho menor que el ruido de la electrónica, la diferencia entre ambas temperaturas es a efectos prácticos despreciable⁴.
Por su parte, la llamada Temperatura de Antena () es la equivalente a la potencia generada por el flujo que llega de la fuente observada. Esta temperatura suele ser del orden de la fracción de Kelvin (para fuentes con brillos del orden del Jy), mientras que la Temperatura de Sistema de un buen receptor es del orden de unas pocas decenas de Kelvin.

En Física de partículas se define la luminosidad instantánea como el número de partículas por unidad de superficie y por unidad de tiempo en un haz. Se mide en unidades inversas de sección eficaz por unidad de tiempo. Al integrar esta cantidad durante un período se obtiene la luminosidad integrada, la cual se mide en unidades inversas de sección eficaz (como por ejemplo el pb^-1). Cuanto mayor es esta cantidad mayor es la probabilidad de que se produzcan sucesos interesantes en un experimento de altas energías. Dado un proceso cuya sección eficaz, σ, conocemos, para una luminosidad integrada, L, dada, podemos estimar el número de veces que se va a producir ese suceso simplemente multiplicando ambas cantidades:

Número de sucesos = L × σ

Luminosidad y temperatura de las estrellas

El Sol El Sol La superficie del Sol, las manchas y el magnetismo La cromosfera, la corona y el viento solar Estudiar las estrellas Movimiento y distancia de las estrellas Luminosidad y temperatura de las estrellas El diagrama de Hertzsprung-Russell La masa de las estrellas La secuencia principal y las gigantes rojas Las reacciones nucleares en las estrellas La secuencia principal Una gigante roja Las estrellas variables Nebulosas planetarias y enanas blancas Una nebulosa planetaria El principio de incertidumbre Una enana blanca Una nova

La Nebulosa de la Hélice, Nebulosa Helix o NGC 7293

Luminosidad y temperatura de las estrellas Magnitud aparente y absoluta Imagínese perdido en plena noche en medio del desierto. Un punto luminoso aparece repentinamente a lo lejos. ¿ Se trata de una linterna a 100 metros o de un poderoso proyector a 10 kilómetros? En plena noche, sin ningún sonido, es imposible determinar la distancia de un punto luminoso. El problema es el mismo para los cuerpos celestes. Una estrella poco luminosa pero próxima de la Tierra puede sobrepasar en brillo a una estrella muy luminosa pero lejana. Es necesario pues distinguir bien dos conceptos: la magnitud aparente que mide el brillo de una estrella desde la Tierra y la magnitud absoluta que mide la verdadera cantidad de luz emitida por la estrella. La magnitud aparente depende de la distancia del astro y no aporta directamente información sobre la naturaleza de éste. La magnitud absoluta sólo depende del propio objeto y puede pues informarnos sobre la naturaleza del cuerpo en cuestión y es esto lo que debemos tratar de determinar. La magnitud absoluta de las estrellas Es aquí dónde intervienen las medidas de la distancia de las estrellas. Los físicos saben desde hace tiempo que la intensidad de una radiación sigue una ley bien determinada: disminuye como la inversa del cuadrado de la distancia recorrida por la luz (La ley de la inversa del cuadrado o ley cuadrática inversa se refiere a algunos fenómenos físicos cuya intensidad es inversamente proporcional a la distancia al centro donde se originan. En particular se refiere a fenómenos ondulatorios (sonido y luz) y campos centrales). Con esta ley, es muy simple establecer el vínculo que existe entre magnitud absoluta, distancia y brillo aparente de una estrella. Además, si dos de los parámetros pueden ser medidos, el tercero podrá ser calculado fácilmente. Así pues, si se puede determinar la distancia a una estrella, basta con medir su brillo aparente y aplicar una relación matemática para acceder a su magnitud absoluta. Las medidas de este tipo comenzaron en cuanto los datos sobre las distancias estuvieron disponibles. Muestran un enorme abanico en las posibles magnitudes absolutas. Algunos astros sólo emitían una diezmilésima parte de la magnitud del Sol. Otros emitían un millón de veces más energía que nuestra estrella. La gama de las magnitudes se revelaba enorme, con un factor diez mil millones entre las magnitudes absolutas mínima y máxima. La temperatura de las estrellas Es posible determinar fácilmente la temperatura de una estrella gracias al análisis espectral. Basta con encontrar la longitud de onda en la cual la intensidad luminosa de la estrella es máxima y aplicar la ley que conecta esta longitud de onda a la temperatura. Tengamos en cuenta que la temperatura así medida es la que reina en la superficie de la estrella. La temperatura en el interior no es directamente medible y sólo es posible estimarla con la ayuda de modelos teóricos. Las observaciones espectroscópicas mostraron que las estrellas más frías son rojas y tienen una temperatura aproximada de 3.000 grados. Las estrellas más calientes son azules y alcanzan 50.000 grados. La relación entre temperaturas máximas y mínimas es, así pues, solo ligeramente superior a 10. Los tipos espectrales El estado de los diferentes gases en la superficie de una estrella es fuertemente dependiente de la temperatura que reina allí. Así, los espectros de dos estrellas de temperaturas diferentes presentan características que permiten distinguirlos fácilmente. Esta propiedad llevó a los astrónomos del siglo XIX y siglo pasado a clasificar las estrellas en diferentes categorías, siguiendo el aspecto de su espectro. Estos grupos, llamados tipos espectrales, son designados por las letras siguientes: O, B, A, F, G, K y M. Los tipos O y B corresponden a temperaturas de superficie superiores a 10.000 grados y sus espectros están dominados por las líneas de helio. El tipo A, un poco debajo de 10.000 grados, presenta líneas de hidrógeno. Los tipos F, G y K, con temperaturas entre 3.500 y 7.500 grados, exhiben líneas del calcio. Por fin, las estrellas de tipo M, en menos de 3.500 grados, ofrecen un espectro dominado por bandas, es decir líneas muy amplias debidas a algunas moléculas, en particular el óxido de titanio. Un ejemplo de espectro para cada tipo principal espectral, desde las estrellas azules de tipo O hasta las estrellas rojas de tipo M. Crédito:Wikimedia Commons El paso que sigue en la comprensión de la naturaleza de las estrellas consiste luego en analizar todas estas nuevas informaciones, en particular establecer una posible relación entre magnitud absoluta y temperatura de superficie, la razón de ser del diagrama de Hertzsprung-Russell.