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“La recompensa del científico joven es la emoción de ser la primera persona en la historia del mundo que ve o entiende algo algo. Nada se puede comparar con esa experiencia… La recompensa del científico viejo es la sensación de haber visto cómo un vago bosquejo se convertía en un paisaje majestuoso. “

Cecilia Payne-Gaposchkin

Cecilia Payne-GaposchkiCecilia Paynen nace el 10 de mayo de 1900 en Wendover, Inglaterra. Inicialmente estudió botánica, física y química en la Universidad de Cambridge. Abandonó Inglaterra en el año 1922 con la intención de vivir en Estados Unidos, cuya nacionalidad acabó obteniendo en 1931. En 1925 se convirtió en la primera persona en lograr un doctorado en el área de astronomía en el Radcliffe College (actualmente parte de Harvard). Su tesis se titulaba “Atmósferas estelares, una contribución al estudio de observación de las altas temperaturas en las capas inversoras de estrellas” (Stellar Atmospheres, A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars). El astrónomo Otto Struve definió el trabajo de Cecilia como “indudablemente la tesis doctoral en Astronomía más brillante de la historia”.

Junto con un resumen de la biografía de Cecilia Payne, el objetivo principal de esta entrada es explicar con cierta profundidad, y como siempre de manera esencialmente conceptual, esta tesis doctoral y todo lo que la rodeó.

De manera resumida, respecto a la composición de las estrellas y sus características, el conocimiento existente cuando Cecilia Payne llega a Harvard era:

1) Sir Arthur Stanley Eddington había obtenido un valor aproximado de 15 millones de grados para el núcleo del Sol. Este valor es, como hoy sabemos, esencialmente correcto.

2) George Gamow había publicado sus estudios acerca del efecto túnel. El efecto túnel permitía explicar que a la temperatura (relativamente baja) calculada por Eddington, si podía producirse fusión nuclear en las estrellas, puesto que los núcleos aun no disponiendo de la energía térmica suficiente, atraviesan las barreras de repulsión electrostática gracias al efecto túnel.

3) La energía de las estrellas era aceptado que provenía de reacciones de fusión nuclear.

4) Se creía que tanto el Sol como el resto de estrellas estaban compuestos mayoritariamente por elementos pesados.

5) En el año 1920, el físico indú Meghnad Saha publicó su famosa ecuación, clave en lclasespectralas investigaciones de Cecilia Payne y de la que hablaremos mas adelante.

6) En Harvard, Annie Jump Cannon junto con un grupo de mujeres conocidas como “Las computadoras de Harvard” habían analizado el vasto archivo espectral acumulado y clasificado a las estrellas en la secuencia aún hoy empleada:  O,B,A,F,G,K,M,R,N.S, que generaciones de estudiantes de astronomía siguen recordando por un método nemotécnico: “Oh, Be A Fine Girl and Kiss Me Right Now, Sweetie”. Las estrellas fueron clasificadas de acuerdo a su espectro pero no existía una explicación del porqué los espectros de unas estrellas eran diferentes a los de otras siendo aceptado que esto se debía a la diferente composición de las mismas. Fue Cecilia Payne quien con su trabajo revolucionó esta idea.

La clasificación de Cannon podemos decir que puso el broche de oro a una época trascendental de la astronomía que podemos denominar la época de las correlaciones. Esta etapa comienza en 1860 cuando los astrónomos empiezan a describir las estrellas en términos de sus espectros relacionando estos con todos los datos conocidos sobre las estrellas: color, brillo aparente, movimiento, etc. Los astrónomos dedican todos sus esfuerzos a clasificar y reclasificar las estrellas con la esperanza de encontrar conocimiento sobre la naturaleza del Universo. Sin embargo, poco a poco, fueron conscientes de que necesitaban un marco teórico  para interpretar todos los datos que habían obtenido de sus observaciones y clasificaciones.

Cecilia Payne-Gaposchkin es una de las protagonistas de este momento crucial para la astrofísica, unos años que  suponen una transición entre la época de las correlaciones y una nueva época en la que se relaciona el estudio de los espectros estelares con la mecánica cuántica y los espectros atómicos de los elementos obtenidos en el laboratorio.

En el año 1920, el físico indú Meghnad Saha, combinó la teoría cuántica con la  termodinámica y la teoría del equilibrio y propuso una ecuación que relacionaba la temperatura y presión de un gas con el estado de ionización de sus átomos. Esta ecuación podía emplearse para estudiar un espectro de una estrella y, a partir del conocimiento de la intensidad relativa de las líneas de los elementos en distintos estados de ionización, deducir la temperatura y la presión en la atmosfera de esa estrella.  La teoría de Saha supuso el primer vínculo entre física teórica, resultados físicos de laboratorio y observaciones astronómicas.

En 1923 John Milne y Ralph Fowler llevaron a cabo una reformulación de la teoría de Saha aplicando de manera sistemática la mecánica estadística y demostraron que el criterio de la intensidad máxima de las líneas de absorción era mucho más fructífero para dar información sobre los parámetros físicos de las atmósferas estelares que el criterio empleado por Saha, que consistía en la aparición marginal o desaparición estas líneas. Citando a Milne:

“Saha se había concentrado en las apariciones y desapariciones de líneas de absorción en el espectro estelar […]. Estando Fowler y yo, discutiendo esto, de repente se me ocurrió que las diferencias entre la  intensidad máxima de, por ejemplo, las líneas de Balmer del hidrógeno del espectro de una estrella, se puede explicar fácilmente por la consideración de que a las temperaturas más bajas existen muy pocos átomos excitados para dar absorción apreciable, mientras que a las temperaturas mayores existen muy pocos átomos neutros y por tanto no se produce ninguna absorción”

Las siguientes imágenes extraidas de una presentación del profesor Jorge Zuloaga de la asignatura “Fundamentos de Astrofísica Estelar” de la Universidad de Antioquia, aclaran esta idea de que el espectro y la temperatura están relacionados:

imagen3imagen4imagen5

Cecilia Payne fue contratada en el observatorio de Harvard por Harold Shapley y su trabajo supervisado por el célebre astrónomo Edward Russell. Aplicó los métodos de Fowler y Milne al enorme archivo espectral de Harvard, centrándose por sugerencia de Russell en las estrellas gigantes. Calculando donde deberían aparecer las líneas del hidrógeno a distintas temperaturas, Payne observó que las diferencias que se observaban entre los espectros de distintas estrellas correspondían a diferencias de temperatura entre ellas (lo que provocaba diferente grado de ionización) y no a diferencias de composición.

La siguiente figura muestra las diferentes clases espectrales, sus temperaturas y la intensidad de las líneas espectrales de los distintos elementos.imagen6

El siguiente paso fue calcular la composición de las estrellas y aquí encontró un resultado sorprendente. Por ejemplo, a la temperatura de la superficie del Sol, unos 5.800 Kelvin y de acuerdo a la composición que se estimaba entonces, todos los átomos del hidrógeno y de helio, deberían haber perdido su electrón, convirtiéndose en iones y por tanto no dando la línea absorción correspondiente. Sin embargo, el espectro del Sol tenía una muy fuerte representación precisamente para las líneas de estos elementos. Payne calculó la abundancia de átomos de hidrógeno necesarios para proporcionar esta intensidad de línea a esta temperatura y la cantidad que obtuvo era enorme, en las estrellas debería haber una concentración de hidrógeno y helio, superior al 98% de su masa total.

Payne había estado enviando borradores de su trabajo a Russell y cuando este pudo analizarlos profundamente, en especial las estimaciones de Payne sobre abundancias relativas de hidrógeno y helio, le aconsejo cautela a la hora de publicarlos, dado lo revolucionario de los mismos. Russell, a pesar de aceptar la validez y el rigor científico de las técnicas y los cálculos empleados por Payne, afirmaba que  “es claramente  imposible que el hidrógeno sea un millón de veces más abundante que los metales”. (los astrónomos llaman metales a todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio). Payne asumió las razones de Russell y en su tesis presentó sus conclusiones como una consecuencia directa de la metodología empleada y afirmó, citando como fuente a Russell, que sus resultados sobre la abundancia de hidrógeno y helio en las estrellas eran “casi seguro no reales”. A pesar de su oposición, Russell aprobó la tesis de Payne en su totalidad.

Russell estaba desconcertado por estos resultados llegando a afirmar que “A menos que exista un efecto no reconocido efecto en este tema, no es fácil comprender como una tan pequeña proporción de átomos excitados (que él consideraba que era lo que había en las estrellas) pueden producir la fortaleza de las líneas observadas”. Finalmente Russell confirmo los resultados de Payne usando argumentos independientes basados en la física del átomo de hidrógeno. Y puesto que la opinión de Russell, era entonces muy considerada, toda la comunidad científica aceptó que, efectivamente y tal y como había descubierto Cecilia Payne Gaposchkin, en las estrellas y por tanto en el Universo, alrededor del 90% de los átomos eran hidrógeno y mas del 9% restante estaba constituido básicamente por helio. Todos los demás elementos, desde el oxígeno, al calcio, y al hierro, eran sólo microcontaminantes del cosmos.

Sin embargo, en aquella época, fue Russell el que se llevó los aplausos por el descubrimiento de la superabundancia del hidrógeno. En realidad, él fue quien persuadió a sus colegas para que aceptaran esta realidad. Cecilia Payne falleció en el año 1977. Algunos años después de su muerte, la American Astronomical Society, la homenajeó con el más alto honor que otorga esa sociedad. Irónicamente, éste consistió en el Premio “Henry Norris Russell”.payne_familia

En un viaje posterior a través de Europa en el año 1933 conoció al astrofisico ruso Sergei I. Gaposchkin en Alemania quien le ayudó a conseguir un visado a los Estados Unidos y se casaron en marzo de 1934, llegando a tener tres niños, dos de los cuales junto a Cecilia y su marido aparecen en la imagen. Payne-Gaposchkin siguió siendo una científica activa durante toda su vida y pasó toda su carrera académica en Harvard. Pese a mantenerse ligada a Harvard durante casi dos décadas, no fue considerada como astrónoma oficial hasta el año 1938. En 1956 se convirtió en la primera mujer profesora asociada de dicha universidad. Y al momento de morir, había publicado más de 150 artículos científicos y monografías.

FUENTES

1) “EXTRAORDINARY CLAIMS REQUIRE EXTRAORDINARY EVIDENCE: C.H. PAYNE, H.N. RUSSELL AND STANDARDS OF EVIDENCE IN EARLY QUANTITATIVE STELLAR SPECTROSCOPY” David H. DeVorkin. Journal of Astronomical History and Heritage, 13(2), 139-144 (2010).

2) Las estrellas: su naturaleza. Jorge Zuluaga. Presentación para la materia Fundamentos de astrofísica estelar. Universidad de Antioquía.

3) http://www.creces.cl

4) http://henrietta.iaa.es/  El haren de Pickering

5) http://www.centrodeartigos.com

6) http://www.wikipedia.es.

7) http://www.astrogea.org
 

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