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Domingo, 24 Septiembre 2017

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Espectros en Astronomía


La luz que percibe el ojo humano corresponde a una pequeña fracción del espectro electromagnético, que se conoce como espectro visible. Existen diferentes maneras de observar el espectro visible de un objeto que emite radiación electromagnética. Por ejemplo, en ciertas ocasiones cuando llueve, las finas gotas de agua pueden refractar y dispersar la luz del Sol que reciben, y producir un arco iris. En el arco iris se puede ver entonces la parte óptica del espectro electromagnético ó lo que también podría llamarse una descomposición de la luz. Esta descomposición lumínica es lo que el ojo humano interpreta como color y depende de la longitud de onda correspondiente. En otras palabras, cada color que percibido corresponde a un valor específico de la longitud de onda. El espectro visible va desde el color violeta (aprox. 420 nm; 1nm=10-9m), pasando por el verde (530 nm), el amarillo (580 nm) y llegando hasta el rojo (700 nm). Las longitudes de onda menores a las que corresponde el violeta se conocen como ultravioleta, y las mayores al rojo, infrarrojo.

Otra manera cómo se puede observar el espectro visible es utilizando una rejilla de difracción, un dispositivo óptico que consiste en una delgada lámina de vidrio con muchas ranuras o surcos diminutos, por ejemplo 600 ranuras en cada milímetro, de tal manera que la luz que pasa entre ranuras interfiere y sale en alguna dirección que depende de la distancia entre ranuras y la longitud de onda. Existen además rejillas de difracción que en vez de transmitir la luz, la reflejan. Los espectrómetros de este observatorio utilizan rejillas de reflexión para fotografiar el espectro de los objetos utilizando una cámara digital (CCD). En la figura 1 se muestra un esquema del espectrógrafo principal, que cuenta con dos rejillas de difracción, de 600 y 1200 líneas/mm.

 

Figura 1: Esquema óptico de un espectrógrafo.

 

La luz que entra por el telescopio llega al vidrio que refleja parte de la luz para observar el objeto con la ayuda de un ocular; la luz que es transmitida pasa por una ranura y una lente antes de llegar a la rejilla de difracción. El espectro se fotografía con la cámara CCD y luego es procesado y analizado en un computador. 

 

La Espectrografía

 en astronomía consiste en el estudio del espectro de la luz emitida por algún objeto astronómico. Esta técnica da herramientas muy importantes al astrónomo para estudiar diferentes fenómenos físicos que ocurren en el universo. Por ejemplo, por medio de la espectrografía es posible determinar la composición química y la temperatura superficial de una estrella. Al conocer esto se diseñó, a principios del siglo XX, una clasificación espectral de estrellas que continúa siendo la más conocida en la actualidad. Según tal clasificación, es posible organizar las estrellas observables en el espectro visible en siete categorías, o tipos espectrales, que son:

 

  • O: son estrellas muy calientes, de color azul o blanco. Tienen pocas líneas espectrales, en las cuales predomina el helio.
  • B: son estrellas calientes, de color azul o blanco. Sus líneas espectrales predominantes pertenecen al helio y al hidrógeno.
  • A: son estrellas blancas. Es posible ver en ellas líneas espectrales fuertes de calcio, además de líneas de hidrógeno
  • F: son estrellas blancas o amarillas. Las líneas espectrales del hidrógeno se debilitan y es posible observar nuevas líneas metálicas de hierro y cromo.
  • G: son estrellas amarillas y es el tipo espectral al que pertenece el sol. Las líneas del calcio se vuelven predominantes en el espectro y las líneas metálicas se fortalecen.
  • K: son estrellas frías y de color naranja. Las líneas espectrales del calcio se debilitan y las líneas metálicas se vuelven dominantes.
  • M: son estrellas frías y de color rojo. Se logran observar en ellas bandas moleculares de absorción, por ejemplo TiO (óxido de titanio) y VO (óxido de vanadio).

 

Existen 10 subdivisiones para estos tipos espectrales que permiten diferenciar distintas temperaturas para un mismo tipo espectral. La escala para estas subdivisiones va de 0 a 9. Por ejemplo, una estrella B5 es más caliente que una estrella B9, pero es más fría que una estrella B3.

La información del tipo espectral de una estrella se puede complementar con información sobre su luminosidad. Las clases se denotan utilizando números romanos, desde I hasta VII, que significan súper-gigante, gigante brillante, gigante, sub-gigante, secuencia principal/enana, sub-enana y enana blanca, respectivamente.

Adicionalmente a las clasificaciones por temperatura y por luminosidad, se utilizan sufijos en las clases espectrales para indicar alguna característica particular de la estrella; por ejemplo, la letra v quiere decir que se trata de un espectro variable, m significa “fuerte absorción por metales”, y e quiere decir que hay líneas de emisión presentes en el espectro. En este contexto la palabra metal(es) hace referencia a elementos químicos diferentes de hidrógeno (H) ó helio (He).

 

Absorción y Emisión de radiación electromagnética

El espectro de un objeto está relacionado con su cambio de energía interna, y representa el rango de radiación que sus átomos o moléculas absorben, emiten ó transmiten. Esto se debe a que la energía está cuantizada dentro del átomo; un átomo solo puede absorber un número entero de fotones. Si la energía que trae el fotón coincide con la diferencia de energía entre los dos niveles, (el nivel donde se encuentra el electrón y el nivel a donde va a pasar), el átomo puede quedar excitado. En el caso contrario, si el átomo está excitado, puede emitir un fotón; esto lo hace cuando un electrón pasa desde un estado de mayor energía a uno de menor energía.

 

Líneas espectrales

Cuando la luz emitida por un cuerpo es descompuesta en un espectroscopio se observan unas líneas verticales de distintos anchos e intensidades; desde hace siglos se ha demostrado que son únicas para cada sustancia, cada línea es producida por los fotones que tienen la misma longitud de onda y para cada longitud presente en la luz le corresponde una línea.