Espectroscopia

Esta técnica permite un análisis más detallado de la luz de los astros. Los espectrógrafos son instrumentos que obtienen y registran el espectro electromagnético de los astros; se construyen generalmente en base a un prisma de vidrio o bien una red de difracción (trazado de líneas muy finas sobre vidrio o metal). Para estudiar simultáneamente todas las estrellas de un cierto campo del cielo se emplea el prisma objetivo, esto es, un prisma colocado delante de un objetivo, de modo que cada imagen estelar aparece en el campo bajo la forma de un espectro.

Fig 1. La luz se refracta al pasar a través de un prisma; se denomina desviación al ángulo en que se desvía el rayo luminoso, el cual varía según la longitud de onda (λ). esa variación produce la difracción o descomposición de la luz en los diferentes colores.

 

Fig- 2 Los elementos de un espectrómetro astronómico.

 

La espectroscopia astronómica comienza con las observaciones iniciales de Isaac Newton de la luz del Sol, dispersada por un prisma. Observó un arco iris de color, y quizá incluso líneas de absorción. Estas bandas oscuras que aparecen en el espectro solar las describió por primera vez en detalle Joseph von Fraunhofer. La mayoría de espectros estelares comparten estas dos características dominantes del espectro solar: emisión en todas las longitudes de onda del espectro óptico (el continuum) con varias líneas de absorción discretas superpuestas.

Denominaciones originales de Fraunhofer (1817) para las líneas de absorción del espectro solar

Estrellas

La espectroscopia astronómica comienza con las observaciones iniciales de Isaac Newton de la luz del Sol, dispersada por un prisma. Observó un arco iris de color, y quizá incluso líneas de absorción. Estas bandas oscuras que aparecen en el espectro solar las describió por primera vez en detalle Joseph von Fraunhofer. La mayoría de espectros estelares comparten estas dos características dominantes del espectro solar: emisión en todas las longitudes de onda del espectro óptico (el continuum) con varias líneas de absorción discretas superpuestas.

Fig. 3 – Comparación del espectro de emisión del sol con el espectro de hidrogeno y Sodio.

 

Denominaciones originales de Fraunhofer (1817) para las líneas de absorción del espectro solar

Letra

Longitud de onda (nm)

Origen químico

A

759,37

O2 atmosférico

B

686,72

O2 atmosférico

C

656,28

hidrógeno alpha

D1

589,59

sodio neutro

D2

589,00

sodio neutro

E

526,96

hierro neutro

F

486,13

hidrógeno beta

G

431,42

molécula CH

H

396,85

calcio ionizado

K

393,37

calcio ionizado

Fraunhofer y Angelo Secchi estuvieron entre los pioneros de la espectroscopia del Sol y otras estrellas. Se recuerda especialmente a Secchi por clasificar las estrellas en tipos espectrales, basándose en el número y fuerza de las líneas de absorción de su espectro. Más adelante se descubrió que el origen de los tipos espectrales estaba relacionado con la temperatura superficial de la estrella: sólo se pueden observar determinadas líneas de absorción dentro de un cierto rango de temperaturas; porque sólo en ese rango se llenan los niveles energéticos atómicos relacionados.

Las líneas de absorción en los espectros estelares se pueden usar para determinar la composición química de una estrella. Cada elemento es responsable de un conjunto diferente de líneas de absorción en el espectro, a longitudes de onda que se pueden medir de forma extremadamente fiable mediante experimentos en laboratorio. Por tanto, una línea de absorción en una longitud de onda concreta en un espectro estelar muestra que ese elemento debe estar presente. Las líneas de absorción del hidrógeno (que se encuentra en la atmósfera de casi cualquier estrella) son particularmente importantes. Las líneas del hidrógeno que se encuentran dentro del espectro visible se denominan líneas de Balmer.

En 1868, Sir Norman Lockyer observó fuertes líneas amarillas en el espectro solar que no había visto nunca en experimentos en el laboratorio. Dedujo que debía tratarse de un elemento desconocido, al que llamó helio, del griego helios (sol). El helio no se detectó de forma concluyente en la Tierra hasta 25 años después.

En la misma década se detectaron líneas de emisión (una verde, en particular) en el espectro coronal durante los eclipses solares que no se correspondían a ninguna línea espectral conocida. De nuevo se propuso que esto se debía a un elemento desconocido, denominado coronio de forma provisional. No fue hasta la década de 1930 que se descubrió que estas líneas provenían de hierro y níquel muy ionizados, debiéndose esta ionización a las temperaturas extremas de la corona solar.

En conjunto con la física atómica y los modelos de evolución estelar, la espectroscopia estelar se usa actualmente para determinar una multitud de propiedades estelares: su distancia, edad, luminosidad y tasa de pérdida de masa se pueden estimar mediante estudios espectrales, y los estudios sobre efecto Doppler pueden descubrir la presencia de compañeros ocultos tales como agujeros negros y exoplanetas.

Nebulosas

En los primeros tiempos de la astronomía telescópica, la palabra nebulosa se usaba para describir cualquier mancha borrosa que no pareciese una estrella. Muchas de éstas, como la Nebulosa de Andrómeda, tenían espectros que se parecían mucho a los estelares, y acabaron resultando galaxias. Otras, como la Nebulosa Ojo de gato, tenía espectros muy diferentes. Cuando William Huggins observó la Ojo de Gato, no encontró un espectro continuo como el del Sol, sino sólo unas pocas líneas de emisión fuertes. Estas líneas no se correspondían con ningún elemento terrestre conocido, e igual que sucedió con el helio que se había identificado en el sol, los astrónomos sugirieron que las líneas se debían a un nuevo elemento, nebulio (llamado ocasionalmente nebulo o nefelio). En realidad, en la década de 1920 se describió que las líneas se debeían al oxígeno, un elemento muy familiar. Pero las nebulosas están normalmente muy rarificadas; son mucho menos densas que el mejor vacío conseguido en la Tierra. En estas condiciones, los átomos se comportan de una manera muy diferente y se pueden formar líneas que se suprimen a densidades normales. Estas líneas se conocen como líneas prohibidas y son las más potentes en la mayoría de espectros nebulares.

Galaxias

El espectro de las galaxias se parece al estelar, ya que consiste en la luz de millones de estrellas combinadas. La espectroscopia galáctica ha conducido a muchos descubrimientos fundamentales. Edwin Hubble descubrió en la década de 1920 que, aparte de las más cercanas (aquellas en lo que se conoce como el Grupo Local), todas las galaxias se alejan de la Tierra. Cuanto más lejos esté una galaxia, más rápido se está alejando (ver la Ley de Hubble). Ésta fue la primera indicación de que el Universo se creó en un único punto, en un Big Bang.

Los estudios de Fritz Zwicky sobre agrupaciones galácticas mediante efecto Doppler encontraron que la mayoría de las galaxias se están moviendo más rápido de lo que parecía posible, por lo que se conocía de la masa de estas agrupaciones. La hipótesis de Zwicky es que debe existir una gran cantidad de materia no luminosa en las agrupaciones galácticas: lo que acabó conociéndose como materia oscura

Cuásares

En la década de 1950 se encontraron algunas potentes fuentes de radio asociadas a objetos muy tenues que parecían ser muy azules. Se les llamó Fuentes de radio cuasi-estelares, o cuásares. Cuando se obtuvo el primer espectro de uno de estos objetos, se encontró algo misterioso, con líneas de absorción en longitudes de onda donde no se esperaban. Pronto se entendió que lo que se estaba viendo era un espectro galáctico normal, pero muy corrido al rojo. De acuerdo con la Ley de Hubble, esto implicaba que el cuásar debía ser muy distante, y por tanto muy luminoso. Actualmente se piensa que los cuásares son galaxias en formación, con su gran emisión energética alimentada por agujeros negros supermasivos.

Planetas y asteroides

Los planetas y asteroides brillan sólo reflejando la luz del Sol. La luz reflejada contiene bandas de absorción debido a los minerales presentes en las rocas de los cuerpos rocosos, o a elementos y moléculas presentes en las atmósferas de los gigantes gaseosos. Los asteroides se pueden clasificar en tres tipos principales, de acuerdo a su espectro: los tipo C están compuestos por materiales carbonáceos; los tipo S consisten principalmente de silicatos; y los tipo M son ‘metálicos’. Los asteroides de tipos C y S son los más comunes.

Cometas

El espectro de los cometas consiste en un espectro solar reflejado en las nubes de polvo que le rodean, así como en líneas de emisión formadas cuando el viento solar choca con los gases que rodean al cometa. El análisis de la composición de los cometas ha mostrado que están hechos de materiales vírgenes provenientes de los tiempos de formación del sistema solar. Se sabe que existen muchos compuestos orgánicos en los comentas, y se ha sugerido que los impactos cometarios pueden haber proporcionado a la Tierra mucha del agua de sus océanos y los compuestos necesarios para la formación de la vida. Se ha sugerido que la vida puede haber sido traída a la Tierra por cometas desde el espacio interestelar (la teoría de la Panspermia).