En cualquier época del año se puede encontrar en el cielo colores como el rojo, azul o amarillo por ejemplo por Orión. La mayoría de veces que vemos las strellas son de color blanco, pero las más brillantes muestran color. Rojo, naranja, amarillo, azul… casi todos los colores del arco iris. Pero hey, esperá un segundo. ¿Dónde están las estrellas verdes?
Es una pregunta muy común, pero en realidad no vemos ningún verde en todas las estrellas. He aquí el porqué: Agarrá un soplete y un hierro y hechale calor a una barra de hierro. Después de un momento se iluminará de color rojo, luego naranja, luego blanco-azulado. A continuación, se va a fundir.
¿Por qué el brillo? La cuestión es que por encima de la temperatura del cero absoluto (-273 Celsius aproximadamente) emiten luz. La cantidad de luz que emiten depende de la temperatura.
Los objetos fríos emiten ondas de radio. Los objetos muy calientes emiten luz ultravioleta, o rayos-X. En un muy estrecho rango de temperaturas, los objetos calientes emiten luz visible (longitudes de onda de aproximadamente 300 nanómetros a unos 700 nm).
Algunas horas les llevó a los científicos de la Universidad de Sydney escubrir que la Vía Láctea es el doble de ancha de lo que se pensaba anteriormente, usando datos sidponibles en internet.
El Profesor de Astrofísica Bryan Gaensler lideró un equipo que ha encontrado que nuestra galaxia – una espiral aplanada de aproximadamente 100 000 años luz de díámetro – tiene 12 000 años luz de grosor, no los 6000 que antes se pensaban.
Demostrando que no toda la ciencia requiere aparatos grandes y caros, el Profesor Gaensler y sus colegas el Dr. Greg Madsen, Dr. Shami Chatterjee y la estudiante de doctorado Ann Mao, descargaron datos de Internet y los analizaron en una hoja de cálculo.
“Estuvimos barajando ideas sobre el tamaño de la Galaxia, y pensamos que teníamos que hacer un mejor chequeo de los números estándar que todo el mundo usa. Nos llevó unas horas calcularlo por nosotros mismos. Pensábamos que habíamos tenido que equivocarnos en algo, pero cuando comprobamos y recomprobamos no pudimos encontrar ningún fallo”.
“Usamos datos de púlsares: estrellas que destellan con un pulso regular”, explica el Profesor Gaensler. “Conforme la luz de esos púlsares viaja hacia nosotros, interactúa con electrones dispersos entre las estrellas (el Medio Ionizado Templado, o WIM), lo que decelera la luz.
“En particular, las longitudes de onda más largas (más rojas) del pulso se frenaban más que las más cortas (más azules), por lo que viento lo alejadas que estaban las rojas de las azules calculamos cuánto WIM había atravesado el pulso.
“Si conoces la distancia precisa al púlsar, entonces puedes obtener cómo de denso es el WIM y donde termina – en otras palabras dónde está el límite de la Galaxia.
“De los miles de púlsares conocidos dentro y alrededor de la galaxia, sólo aproximadamente 60 tienen distancias verdaderamente conocidas. Pero para medir el grosor de la Vía Láctea necesitamos centrarnos sólo en aquellos que están situados por encima o por debajo de la parte principal de la Galaxia; resulta que los púlsares incrustados en la parte principal del disco principal de la Vía Láctea no dan información útil”.
Escogiendo sólo los púlsares muy por encima o por debajo redujimos el números de medidas en un factor de tres, pero es precisamente este rechazo de puntos de datos lo que hace al análisis de la Universidad de Sydney distinto de trabajos anteriores.
“Algunos colegas se me han acercado y me han dicho ‘¡Esto lo arruina todo!’” dice el Profesor Gaensler. “Y otros me han dicho ‘¡Ah! ¡Ahora encaja todo!’”
