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El nacimiento de la astrofísica
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El análisis espectral, la temperatura y la composición química
El análisis espectral, el efecto Doppler y otras aplicaciones
La astronomía de los siglos XX y XXI
Catalejos y telescopios
La alta resolución angular
La radioastronomía
La astronomía en otras longitudes de onda
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. |