Evidencias indirectas (I): ζ Opiuchi y el espectro del CN.

La historia de la ciencia está plagada de lo que podríamos denominar “evidencias indirectas”, es decir, de hechos experimentales dignos de toda credibilidad que sólo pueden explicarse echando mano de conceptos o entidades cuya existencia no ha sido demostrada de manera fehaciente. Quizá un esclarecedor ejemplo de esto a lo que me estoy refiriendo nos lo proporciona el espectro de energía de los electrones emitidos en la desintegración beta que, allá por 1930, dio motivo a Pauli para que inventara una nueva partícula, el neutrino, cuya detección se demoró 26 años (ver el post Las esquivas partículas).

Voy a comentar ahora una de esas situaciones que cuando tuve conocimiento de ella me resultó especialmente llamativa. Tiene que ver con una estrella: ζ Opiuchi. Esta estrella es la tercera más brillante de la constelación de Ofiuco (“El portador de la serpiente” o “El encantador de serpientes”), que ya figuraba en la relación clásica de constelaciones de Ptolomeo y en la que se pueden encontrar algunos soles realmente cercanos a la Tierra: por ejemplo, la estrella de Barnard la tenemos a tan sólo 6 años luz y, vista desde aquí, presenta un movimiento aparente de 10.3 segundos de arco por año, el mayor de todos los medidos hasta la fecha. Ofiuco es también “famosa” porque en ella tuvo lugar SN 1604, la supernova de Kepler, la última detectada en nuestra galaxia.
Pero volvamos con ζ Opiuchi. Lo que la hace interesante es que entre ella y nosotros hay una nube de gas interestelar cuyo espectro de absorción se ha estudiado desde hace tiempo. Entre las varias líneas negras que aparecen en él, y que como sabemos corresponden a las longitudes de onda de la radiación responsable de producir excitaciones de las moléculas que componen la nube de gas, hay una que se observa a 3875 Å. Esta línea es característica del CN, un radical que es estable en el espacio (aunque no aquí en la Tierra) y en realidad, si se observa con más detalle, aparece desdoblada en tres líneas con longitudes de onda de 3874.00 Å, 3874.61 Å y 3875.76 Å. En la notación usual en física molecular, esas tres líneas se denominan R(1), R(0) y P(1), respectivamente.
Interrumpo brevemente el relato para explicar el porqué de esta notación. Las transiciones moleculares se describen en términos de excitaciones (o desexcitaciones) entre niveles que reciben el nombre de “rovibrónicos” y que resultan del acoplamiento del movimiento vibracional de los núcleos de los átomos de las moléculas alrededor de sus posiciones de equilibrio y del movimiento rotacional de la propia molécula como un todo. Esos niveles se nombran con dos números cuánticos, (ν, J), el primero asociado con el estado de vibración y el segundo con el de rotación, de manera que hay varios niveles con valores J=0, 1, 2, … para cada valor de ν. A baja temperatura, las moléculas diatómicas, como la de CN que nos ocupa, se encuentran en el estado ν=0 y cuando la radiación incida sobre ellas sufrirán excitaciones del tipo (ν=0, J)→(ν=1, J’). Estas transiciones deben verificar las correspondientes reglas de selección que establecen que las más probables (y, por tanto, más visibles experimentalmente) son aquéllas que cumplen que ΔJ=J’-J=±1. La situación se esquematiza en la figura que sigue.

Arriba vemos el espectro energético con dos grupos de niveles correspondientes a ν=0 y ν=1, que se encuentran separados por ℏω₀, la energía característica del movimiento vibracional antes mencionado. La frecuencia característica asociada a esa energía es ν₀ y, como vemos en el espectro dibujado abajo, aparecen dos ramas de líneas espectrales: la rama R a frecuencias mayores que ν₀ y la rama P a frecuencias más bajas. La constante B es característica del movimiento rotacional de la molécula. La línea R(0) corresponde a la transición (ν=0, J=0)→(ν=1, J’=1), mientras que las líneas R(1) y P(1) aparecen cuando una molécula sufre una excitación desde el nivel (ν=0, J=1) a los niveles (ν=1, J’) con J’=2 ó 0, respectivamente. Esta descripción corresponde a un modelo simplificado de la dinámica molecular que sólo se cumple de manera aproximada en la realidad, pero que permite caracterizar las líneas espectrales de manera bastante eficiente.
Volvamos con nuestra historia. A principios de los años 40 del siglo pasado, los astrónomos Andrew McKellar, en el Observatorio Astrofísico de Dominion (Canadá), y Walter S. Adams, en el de Monte Wilson (E.E.U.U.), investigaron el espectro de la radiación que llegaba desde ζ Opiuchi y, en particular, la región de longitudes de onda en la que se encuentran las tres líneas mencionadas antes.
McKellar, en su artículo de 1940, identificó correctamente la segunda de las tres, la línea λ 3874.61, adscribiéndola como la R(0) correspondiente a la transición desde el nivel fundamental de la molécula de CN a otro excitado situado a unos 3.20 eV por encima de aquél. Pero, por alguna razón, especuló además sobre el origen de las otras dos líneas, que él no había observado, indicando que debían corresponder a transiciones que partían de un estado ligeramente por encima del fundamental, el (ν=0, J=1), a unos 0.00042 eV de energía de excitación. McKellar concluía su artículo diciendo: «Hay que señalar finalmente que si la línea interestelar λ 3874.6 es realmente la línea R(0) de la banda violeta (0,0) de CN y las líneas R(1) y P(1), provenientes del siguiente nivel rotacional sólo 3.39 cm^-1 por encima, no aparecen, la temperatura “rotacional” o “efectiva” del espacio interestelar debe ser extremadamente baja si es que, acaso, el concepto de una temperatura tal tiene sentido en una región con una densidad tan baja de materia y de radiación. La intensidad de la línea R(1) relativa a la de R(0) permitiría calcular un límite superior para esa temperatura “rotacional”. Para dar cifras reales, usando la bien conocida expresión para la intensidad de una línea de banda … se encuentra que si R(1) tiene una intensidad máxima de un tercio, un quinto o un veinteavo de la de R(0), la máxima temperatura “efectiva” del espacio interestelar sería 2.7 K, 2.1 K y 0.8 K, respectivamente.»
Adams, en su artículo de 1941, observó también la línea R(0), confirmando la identificación que había llevado a cabo McKellar, pero además encontró una débil señal correspondiente a la R(1) y concluía diciendo: «… el buen acuerdo entre las dos líneas a λ 3874 con las dos líneas de niveles rotacionales muy bajos del CN hace que la identificación de CN en el espacio interestelar sea altamente probable.» Sin embargo no siguió la línea de discusión de McKellar y no llegó a evaluar la temperatura “efectiva”. Pero la observación de la línea R(1) ponía de manifiesto que un cierto número de moléculas de CN no se hallaban en el estado (ν=0, J=0) sino en el (ν=0, J=1). En otras palabras, algún tipo de radiación hacía que algunas moléculas de CN se excitaran a ese nivel y, posteriormente, sufrieran las transiciones correspondientes a la línea R(1) y, eventualmente, también a la P(1). Y esa radiación debía tener apenas la energía equivalente a 3 K como máximo.

Sin saberlo McKellar había elucubrado sobre una evidencia indirecta del fondo de radiación cósmica de microondas, evidencia que Adams había observado, pero no dieron a ello la mayor importancia ya que su interés era estudiar la composición de los sistemas celestes.
Hasta el principio de la siguiente década no fue cuando Alpher, Herman y Gamow hablaron de aquella temperatura y la relacionaron con el Big Bang y la detección directa de ese fondo de radiación no ocurrió hasta 1965 cuando Penzias y Wilson llevaron a cabo su famoso experimento. Ninguno de ellos mencionó los trabajos de McKellar y Adams.