La historia de la astronomía: El análisis espectral, la temperatura y la composición química

Estudiando el espectro de la luz de un cuerpo celeste, los astrónomos son capaces de aprender muchas cosas sobre este cuerpo. El espectro de un objeto puede ser considerado como un tipo de carnet de identidad. Analizándolo con precisión, podemos determinar numerosos parámetros como la temperatura, la composición química o la velocidad.

Temperatura y color

Comencemos con el parámetro más importante, la temperatura. Imaginemos, por ejemplo, el caso de un metal que se calienta en un horno. Al principio, cuando el metal está a algunas centenas de grados, nada especial es visible a simple vista. Es, sin embargo, posible sentir el calor del metal colocando la mano en la proximidad. Esta sensación traduce el hecho de que el metal irradia la luz infrarroja invisible a simple vista. Cuando la temperatura continúa aumentando, el metal se pone poco a poco a brillar y a volverse incandescente. Su color cambia poco a poco, pasa del rojo al naranja, luego al amarillo.

La luz que proviene de un cuerpo depende, pues, de su temperatura. A algunas centenas de grados, el metal emite en el infrarrojo, a 3000 grados irradia sobre todo en el rojo, a 6000 grados su luz es amarilla.

El espectro de los cuerpos negros

El estudio del espectro de un objeto cualquiera nos permite, como para el metal, determinar su temperatura. Así, como la superficie del Sol nos aparece blanca (ignorando la atmósfera terrestre que la vuelve más bien amarilla), podemos decir que su temperatura es del orden de 6000 grados. La relación entre temperatura y longitud de onda de emisión máxima ha sido establecida en 1893 por Wilhelm Wien. No se aplica a todos los cuerpos, sino únicamente a una clase de objetos teóricos y perfectos llamados cuerpos negros.

Afortunadamente, resulta que las estrellas tienen un comportamiento muy semejante al de los cuerpos negros. El estudio de su espectro nos permite entonces determinar su temperatura a distancia. De manera más general, los objetos sólidos, líquidos y gases densos, emiten una radiación continua que obedece relativamente bien la ley de Wien.

Así, por ejemplo, una nube interestelar fría de gas y polvos irradia en el infrarrojo, el Sol emite sobre todo en la parte amarilla del espectro visible, y el gas de un cúmulo de galaxias, calentado a varios millones de grados, principalmente produce rayos X. En todos los casos, es la observación del espectro de estos objetos que nos permite determinar su temperatura.

El espectro de un cuerpo negro (ley de Planck) en una gama de temperaturas de 3500 a 5500 grados. Vemos claramente que la longitud de onda del máximo de emisión se vuelve más pequeña, pues se desplaza hacia el azul cuando la temperatura aumenta (ley de Wien). Observamos también que la luminosidad total aumenta fuertemente cuando la temperatura aumenta (ley de Stefan-Boltzmann). Crédito: Wikimedia Commons

Las líneas espectrales

La situación es diferente cuando el objeto estudiado es un gas poco denso. El descubrimiento se hizo en 1814 por Joseph von Fraunhofer, que estudiaba el espectro de las capas superficiales del Sol. El astrónomo, observando el espectro con una enorme precisión, se dio cuenta que éste no era continuo, sino presentaba una multitud de pequeñas líneas oscuras llamadas líneas espectrales. Estas líneas correspondían a longitudes de onda que, por una razón desconocida en la época, estaban ausentes de la radiación solar.

La explicación de este misterio fue el hecho de Robert Bunsen y Gustav Kirchhoff. Estos dos físicos construyeron juntos un espectroscopio, es decir, un instrumento destinado a descomponer la luz en sus diversas longitudes de onda y aumentar mucho el espectro obtenido. Utilizaron su nuevo aparato para estudiar la radiación de diferentes tipos de cuerpos, en particular la de los gases.

Descubrieron entonces un fenómeno muy extraño. El espectro de un gas caliente estaba formado por un conjunto de líneas brillantes, llamadas líneas de emisión, sin ningún fondo continuo. De forma igualmente misteriosa, el espectro de un cuerpo negro, después del paso por un gas frío, era continuo, pero salpicado de líneas oscuras, líneas de absorción.

Bunsen y Kirchhoff concluyeron de sus experiencias que los constituyentes de un gas sólo podían emitir o absorber la luz en ciertas longitudes de onda bien definidas, contrariamente a un cuerpo negro. Cuando observaban un gas caliente, el espectro estaba constituido por líneas de emisión a las longitudes de onda que estos constituyentes podían emitir. Cuando observaban un gas frío situado delante de un cuerpo negro, los constituyentes del gas absorbían la luz a estas longitudes de onda y provocaban las líneas de absorción superpuestas al espectro continuo del cuerpo negro.

El espectro de un cuerpo en los tres casos contemplados en la figura. A la izquierda, el espectro de un sólido, de un líquido o de un gas muy denso es continuo. En medio, el espectro de un gas frío colocado delante de una fuente continua hace aparecer líneas de absorción. A la derecha, el espectro de un gas caliente está formado por líneas de emisiones (en la misma posición que las líneas de absorción del medio). Crédito: The Pennsylvania State University

La composición química

Bunsen y Kirchhoff hicieron un descubrimiento todavía más importante, cuando comprobaron que a un gas determinado correspondía un conjunto bien definido de líneas. Por ejemplo, el gas de sodio se caracterizaba siempre por dos líneas en la parte amarilla del espectro visible.

Este descubrimiento constituía un avance mayor. A partir del estudio del espectro de un gas y sus líneas, se hacía posible determinar su composición. Así, por ejemplo, si el espectro de un gas desconocido presentaba dos rayas amarillas más arriba, este gas debía contener sodio. Se hacía, pues, posible, gracias al análisis espectral, determinar la composición química de un cuerpo a distancia, lo que constituía una posibilidad inesperada para el estudio de los cuerpos celestes.

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ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)