LAEFF Portada » PARTNeR » » Explicación: ¿Por qué el cielo es azul? - http://laeff.inta.es/radio/?Section=Explicacion_Cielo_Azul
(Versión imprimible, ir a la versión completa)

Explicación: ¿Por qué el cielo es azul?

Esta práctica sirve para ilustrar dos aspectos interesantes de la radioastronomía, que contrastan con lo que ocurre en la Astronomía en otros rangos.

Hay regiones del Universo que no son accesibles con luz visible, pero sí con ondas de radio. Los radioastrónomos pueden observar de día, e incluso con nubes.

En la práctica se ilustra el proceso de dispersión de la luz por partículas en suspensión en un fluido. Lo importante aquí es ver que la dispersión no afecta igual a toda la luz. Las longitudes de onda más cortas (azules) son dispersadas más que las largas (rojas). Siguiendo la misma ley, las ondas de radio, muy largas en comparación con la luz visible, se verán muy poco afectadas por las partículas en suspensión. Y en el caso de PARTNeR, la banda S (12 cm) se dispersará menos que la X (4 cm).

La práctica explica que el color azul del cielo se debe a la luz solar dispersada por las moléculas y las partículas de polvo de la atmósfera. También hay granos de polvo en el medio interestelar, que producen el mismo efecto. Sin embargo, la distribución del polvo en el espacio no es homogénea. Hay regiones con una gran densidad de gas y polvo, llamadas nubes moleculares. Lo interesante de estas nubes es que en su seno se forman nuevas estrellas. (Ver el Capítulo 2 del Curso Básico de Radioastronomía).

La mayor densidad de granos de polvo en estas regiones tiene como consecuencia el que las estrellas recién nacidas no puedan ser observadas directamente mediante la luz visible. Las conocidas imágenes de la nebulosa de Orión muestran la luz de estas estrellas, que es dispersada y sale al exterior de la nube.

La práctica nos introduce otro fenómeno relacionado, el de la absorción. Los granos de polvo también absorben radiación electromagnética (ver la práctica "Dar y Tomar"). De forma similar al caso de la dispersión, la absorción afecta más a las longitudes de onda más cortas. En el caso de las nubes moleculares, la absorción hace que aparezcan oscuras cuando las observamos con luz visible, aunque pueden estar produciéndose en su interior procesos muy energéticos.

En muchas de estas nubes, por tanto, ni siquiera la luz dispersada puede ser detectada por los telescopios. En el caso de Orión las estrellas son tan masivas que han roto la nube y por tanto, parte de la luz dispersada ha podido salir sin ser absorbida.

El tamaño típico de los granos de polvo en el medio interestelar es de aproximadamente una micra. Esto quiere decir que las longitudes de onda inferiores a una micra son dispersadas y absorbidas con gran eficiencia. En cambio, la radiación de longitud de onda superior puede pasar sin ser afectada demasiado por el polvo. Este es el caso, por tanto de la radiación infrarroja y de radio (una longitud de onda de una micra se sitúa en el infrarrojo).

El proceso de dispersión explica también por qué un astrónomo óptico no puede observar de día, pero un radioastrónomo sí. Durante el día, la luz del sol dispersada por todo el cielo es mucho más brillante que la luz de las estrellas y planetas. Esto impide que veamos estos objetos, salvo en el caso de los más brillantes, como la Luna o Venus. En cambio, la atmósfera dispersa muy poco la emisión de radio solar, que sólo podrá ser detectada cuando observemos directamente al Sol. Por lo tanto, podemos mirar tranquilamente cualquier radiofuente, sin que la radiación solar "vele" nuestra observación.

Nebulosa de Orión:

Nebulosa de Orión. Cortesía de NASA, C.R. O'Dell and S.K. Wong (Rice University)

La última parte de la unidad didáctica, que trata sobre la polarización, también es relevante en Astronomía, aunque puede ser algo más complicada de entender para los alumnos. La luz dispersada llega siempre polarizada en dirección perpendicular la línea de visión, que podemos trazar entre el punto de dispersión y nuestro ojo. Pero, lo que es más importante, la polarización es también perpendicular a la línea que une a la fuente original de radiación con el punto de dispersión. Esto es muy útil en Astronomía, para identificar la localización de estrellas jóvenes, tan sumergidas en la nube en la que se formaron, que sólo nos llega su luz dispersada. Si podemos medir los vectores de polarización, podemos trazar líneas perpendiculares a estos vectores en varios puntos. La intersección de estas perpendiculares debe darnos la posición de la fuente original de radiación.