Espectros y estrellas.

Muchos de nosotros, en alguna o varias ocasiones, al salir al patio o cuando estamos en el bosque y vemos las estrellas, esos puntos brillantes que cubren el cielo desde siempre, nos hemos preguntado ¿de qué están hechas las estrellas?, ¿cómo es posible saberlo?, ¿serán todas iguales? Detrás de dichas preguntas, existen montones de supuestos que pueden respondernos, según sea el caso. Aquellos que creen en la fantasía, podrían asegurar que son polvos mágicos que van por el cielo, quienes creemos un poco más en la ciencia, e indagamos con mayor entusiasmo, gozamos de la posibilidad de encontrar respuestas más precisas.

Para empezar a responder estas preguntas, es necesario definir los siguientes conceptos.

Elemento químico: Representa la materia constituida por átomos de la misma clase.

Luz: Radiación que se propaga en forma de ondas y permite que los objetos sean visibles.

La luz ha sido tema de controversia desde años remotos, incluso desde la edad media se discutía si la visión venía hacía los ojos o viceversa. Filósofos de la antigüedad y científicos ocuparon su tiempo tratando de averiguar sus características y comportamiento. En 1666, Isaac Newton, bajo experimentos sobre descomposición de la luz, determinó que esta puede separarse en diferentes colores [1]. Esto dio paso a la determinación de la composición química de la materia a partir de la luz, la idea se centra en que cada color está asociado a una longitud de onda específica, que compone el espectro de la luz.

Así, cuando un átomo en estado base, es irradiado por una fuente de luz, sus electrones absorben ciertas longitudes de onda provenientes de dicha fuente, generando como resultado que salte a un orbital de mayor energía o más externo de sus posibles niveles de energía, por lo que necesita cierta energía para hacer efectivo el cambio de orbital. El resto de las longitudes de ondas emitidas por la fuente de irradiación seguirá su curso, es decir, no serán absorbidas. Esto último explica por qué cuando se estudia el espectro atómico de un elemento hay longitudes de ondas que no se ven, pues estas corresponden a las longitudes absorbidas por el átomo, a este espectro se le domina espectro de absorción. Al regresar nuevamente a su estado base, la energía anteriormente absorbida es emitida en forma de luz, produciendo un espectro que contiene las líneas emitidas por el cambio de energía en el electrón. Al comparar ambos espectros, de emisión y absorción, se puede observar que las líneas producidas en el espectro de emisión son las líneas que le hacen falta al espectro de absorción; a partir de estos espectros se puede determinar qué elemento produce la absorción y/o emisión. [2]

Cuando vemos al cielo, todo lo que vemos es luz que ha viajado muchísimos años hasta llegar a nosotros, por lo que podríamos pensar que la luz es el vehículo hacía mucha información sobre los cuerpos celestes. Por lo tanto, conociendo los espectros de los elementos y observando el espectro de las estrellas, se puede saber de qué están hechas [3]. Estas características espectrales, en conjunto con la temperatura superficial (el color de la estrella es una medida simple de T) de las estrellas, permiten clasificarlas.

SOL

En 1860, William Huggins estudió los espectros de algunas estrellas brillantes, llegando a identificar sus líneas de absorción en las que se incluían elementos como hidrógeno, helio, calcio, sodio, hierro, entre otros. Más adelante, estos estudios se vieron reforzados por el uso de la fotografía, que permitió crear registros permanentes de dichos espectros, este trabajo fue realizado por Henry Draper. Años más tarde, estos instrumentos fueron donados al observatorio de Harvard donde se inició el programa de espectroscopia estelar, elaborándose un catálogo para 225,000 estrellas. En 1920, MN Saha, demostró que la temperatura superficial de las estrellas tiene una relación directa con la aparición de su espectro, además de que controla la intensidad de las líneas de absorción. Estudios posteriores, lograron demostrar que las estrellas de diferentes tipos espectrales, tienen composiciones químicas similares. Para saber más: Classifying Stars by Spectral Type [4]

1920px-Morgan-Keenan_spectral_classification

Clasificación de Morgan-Keenan. Créditos: LucasVB, wikipedia.

Finalmente, Morgan-Keenan logró establecer una clasificación espectral que utiliza las siguientes letras del alfabeto: O, B, A, F, G, K Y M, estas representan las clases en las que se dividen las estrellas, en orden decreciente de temperatura. Esta clasificación a su vez se subdivide en clases numeradas de 0 a 9, esta secuencia se asocia al calor de la estrella, es decir, cero para la más cálida y 9 para la más fría. Adicionalmente, se tiene una escala de luminosidad simbolizada por números romanos de 0 a VII, que hace la distinción entre estrellas gigante y enanas. [5]

Ejemplo: Sirio A, es una estrella blanca de la secuencia principal de tipo espectral A1V, con una temperatura superficial de 10 000 K.

Referencias: 

[1] El prisma de Newton, Kaulen, María. 2014. Recuperado de: https://www.portalastronomico.com/el-prisma-de-newton/

[2] Espectros de emisión y absorción, s.f. Recuperado de:  http://depa.fquim.unam.mx/amyd/archivero/3.EspectroymodelodeBohr_26764.pdf

[3] Composición química de las estrellas, García, Ricardo. 2014. Recuperado de: http://astroblog.cl/composicion-quimica-de-las-estrellas/

[4] Classifying stars by spectral type, s.f. Recuperado de: http://www.ezizka.net/astronomy/lessons/topicslesson08/topic01lesson08.htm

[5] La clasificación estelar, Riveiro, Alex. 2015, Recuperado de:  https://www.astrobitacora.com/la-clasificacion-estelar/

Otros enlaces:

-Espectro atómico:  http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbasees/quantum/atspect.html

-Sirio: https://es.wikipedia.org/wiki/Sirio

 

 

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