Hoy se inauguró la XXIX Escuela de Invierno que, como cada año, organiza el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). Por este motivo, entrevistamos a Artemio Herrero, catedrático de la Universidad de La Laguna (ULL) e investigador del IAC, especializado en las atmósferas de las estrellas masivas, que hablará sobre los Fundamentos Físicos del Transporte Radiativo. En sus charlas introducirá algunos conceptos básicos sobre la interacción entre radiación y materia que serán desarrollados por el resto de profesores a lo largo de la semana.
"El transporte radiativo es fundamental en Astrofísica porque nos permite relacionar la radiación que nosotros percibimos con las propiedades físicas del objeto que la origina o que la atraviesa".
1. ¿Qué entendemos por transporte radiativo y cuál es su utilidad en la Astrofísica?
La mayor parte de la información que recibimos del Universo viene en forma de fotones, de radiación. Sean visibles o no, siempre son fotones, excepto en muy pocos casos, en los cuales la información proviene de partículas, como los neutrinos o, más recientemente, de ondas gravitatorias, por ejemplo. Pero, casi todo lo que sabemos del Universo proviene de la radiación. Esa radiación es alterada en su viaje desde la fuente que la origina hasta nosotros. En esta escuela, además, se habla del transporte de radiación en las atmósferas estelares y en las atmósferas planetarias. Es decir, se concentra fundamentalmente en lo que ocurre desde que la radiación es generada en el interior de las estrellas hasta que consigue escapar de la estrella y luego llega hasta nosotros. En ese proceso del paso de la radiación desde el fondo de la estrella hasta que escapa o cuando atraviesa la atmósfera de un planeta, esa radiación interactúa con la materia que hay en la estrella o el planeta y, por lo tanto, quedan registradas en esa radiación las características de esa atmósfera. De esa manera, nosotros podemos determinar cuáles son las condiciones físicas del objeto a través del cual ha pasado la radiación. El transporte radiativo es, por tanto, fundamental en Astrofísica porque es la teoría que nos permite relacionar la radiación que nosotros recibimos con las propiedades físicas del objeto que la origina o que la atraviesa.
2. ¿Cuánto tiempo puede tardar desde que se genera un fotón en el núcleo de una estrella o un planeta hasta que sale a la superficie para que nosotros podamos verlo?
Mientras que en las estrellas efectivamente los fotones se forman en el centro y tardan tiempo en escapar, un tiempo que puede ser millones de años, en el planeta, no. El planeta no genera fotones en su centro. La atmósfera de un planeta depende, en principio, de si es gaseoso o rocoso. Si es rocoso, todos los fotones de los que estamos hablando en realidad provienen de alguna estrella vecina; mientras que, si es gaseoso, puede ser un planeta gigantesco que tenga calor en su centro y, entonces, generar algo de radiación, pero sería mínima. No genera fotones por reacciones de fusión. En los planetas nos interesa más, normalmente, el efecto de la radiación de la estrella sobre la atmósfera o de la atmósfera sobre la radiación de la estrella. La radiación de referencia suele ser la de la estrella, no la del propio planeta. No tiene luz propia. Se estima que un fotón puede tardar hasta un millón de años en alcanzar la superficie solar.
3. ¿Cuáles son los ingredientes básicos que necesitamos para estudiar el transporte radiativo y cómo podemos acceder a ellos?
El transporte radiativo se basa en la interacción entre la radiación y la materia. Por lo tanto, los componentes básicos son aquellos que describen esa interacción. Podríamos decir que el componente básico es la opacidad de la materia. Es decir, la resistencia de la materia a que la radiación la atraviese.
La forma de acceder a ese componente básico que describe fundamentalmente lo que ocurre a nivel atómico, es decir, lo que ocurre cuando llega un fotón a un átomo o a una moléculas es un ingrediente que se puede conocer de manera teórica mediante cálculos mecánico-cuánticos o en un laboratorio de manera macroscópica. Se introduce una cierta cantidad conocida de radiación sobre un volumen o una celdilla de gas y se ve qué es lo que escapa por el otro lado.
4. ¿Cuáles son los principales retos que nos quedan por resolver a la hora de aplicar el transporte radiativo a distintos objetos astrofísicos?
Hay distintos retos, pero fundamentalmente destacaría dos. Uno no está directamente relacionado con el transporte radiativo mismo, sino con nuestro conocimiento sobre la interacción entre la radiación y la materia, en la opacidad. Los datos que nos permiten saber cuál es la probabilidad de que un fotón determinado sea absorbido o no por un átomo o una molécula por medio de cualquiera de los distintos procesos que pueden tener lugar en la interacción es un reto tremendamente difícil de resolver.
Hay que conocer la probabilidad de que un fotón sea absorbido por la materia o que consiga escapar cuando se cruza con un determinado átomo o molécula por cualquiera de los diversos procesos físicos que pueden tener lugar. Esos datos son importantes porque dicen si el fotón es absorbido o no y cómo cambia la materia en ese proceso, y son tremendamente difíciles de conocer. Si queremos conocerlos teóricamente mediante cálculos mecánico-cuánticos, necesitamos hacer cálculos muy complejos y conocer las estructuras atómicas con un nivel de detalle enorme. Y si los queremos en el laboratorio, hay que poner los átomos de esa celdilla en la posición correcta, ocupando los niveles de energía correctos y eso es tremendamente complicado, especialmente si se tienen átomos complejos con muchísimos niveles de energía de modo que, en cualquier momento, los átomos saltan de uno a otro. Por consiguiente, el problema número uno es el conocimiento de los datos atómicos y moleculares.
El segundo está directamente relacionado con la solución de las ecuaciones, con los métodos matemáticos y, sobre todo, con el tratamiento multidimensional de las ecuaciones y del acoplamiento entre las diferentes ecuaciones que intervienen. Tenemos radiación, tenemos materia, tenemos unas ecuaciones que describen la radiación; unas ecuaciones que describen la materia. Esas ecuaciones se acoplan entre ellas cuando describimos la interacción y eso hay que hacerlo además tan aproximado al mundo real como sea posible. Por lo tanto, debe hacerse en tres y en cuatro dimensiones con todos los procesos físicos.
Los mayores retos serían describir la geometría correcta e incluir los fenómenos hidrodinámicos en las ecuaciones, incluyendo el campo magnético y manteniendo el acoplamiento de las ecuaciones.
5. Si se consigue resolver el problema matemático ¿realmente se conocería el proceso físico que sufre el fotón o quedaría en un segundo plano dado que esos problemas se podrían resolver simplemente introduciendo unos datos en un programa?
En realidad eso ocurre en parte. Nosotros sabemos cuáles son los fenómenos físicos individuales que pueden tener lugar. Por ejemplo, sabemos que el fotón tiene que atravesar la materia y puede ser absorbido o emitido de nuevo. Sabemos que esa materia puede estar en movimiento bien porque sea empujada por el campo de radiación (por los vientos estelares), porque existen inestabilidades hidrodinámicas del fluido, del material de la estrella, lo que produce convección (chorros de gas que ascienden y descienden en las estrellas), o por otros motivos. Sabemos que las estrellas pulsan, es decir, tienen momentos de contracción y expansión que pueden ser de muy diversas maneras. Todo eso lo conocemos y tenemos ecuaciones que describen esos procesos. El problema es cuando intentamos acoplar todas esas ecuaciones. Cuando lo hacemos, la solución del problema se vuelve terriblemente difícil y, además, como hay un acoplamiento, puedes pensar en un círculo y en dónde empieza el círculo. Cuando tú acoplas las ecuaciones y empiezas a seguir lo que sucede con un fotón, este produce un efecto sobre la materia. La materia produce un efecto sobre el fotón y, entonces, no puedes describir de manera secuencial qué es lo que ocurre. Ocurren varios efectos al mismo tiempo ya acoplados y el resultado final es el que es. Ahora bien, las ecuaciones individuales son conocidas, el problema está en el acoplamiento.
6. ¿Cuáles serían los principales avances que se esperan en este campo en la próxima década?
Los avances estarán ligados al desarrollo de la potencia de los ordenadores y los nuevos métodos de medir. Yo creo que los mayores avances vendrán probablemente de la multidimensionalidad en los casos donde actualmente todavía no se haya incluido o por la inclusión de nuevas ecuaciones conocidas, pero que se acoplan a las ecuaciones ya conocidas. Donde somos capaces de calcular en tres dimensiones es porque el resto de las ecuaciones las hemos reducido. Ese acoplamiento que decíamos está simplificado. El reto es, allá donde tenemos una descripción más elaborada del conjunto de las ecuaciones, extender la geometría para hacerlo en tres dimensiones y dependiente del tiempo. Allí donde tenemos tres dimensiones, hay que extender el conjunto de las ecuaciones para tratar correctamente su acoplamiento. Todo ello suele estar ligado al desarrollo de ordenadores más potentes, pero también al desarrollo de métodos que permitan solucionar el acoplamiento.
7. ¿Qué aportan estas Escuelas a los nuevos investigadores?
Yo creo que mucho. Primero, te permiten salir, conocer gente y otros entornos e investigadores. Además, estas Escuelas, aunque están enfocadas hacia los nuevos investigadores, en realidad viene gente que son profesionales en el campo, con lo cual la interacción es fácil. Te permite esa primera salida, un primer networking.
Luego te permite conocer un tema determinado y este puede servirte después en tu investigación, bien porque vayas por ese camino o bien porque te dediques a investigar por otra línea en donde ese tema forma una base. Hay que tener en cuenta que la formación de base cada vez es más complicada conforme se asciende en la carrera investigadora, con lo cual, toda la base que se pueda adquirir al principio será de gran utilidad después.
