Reto a la ciencia: Espectroscopía astronómica.

“En cuanto a las estrellas, […] podremos determinar sus formas, sus distancias, su tamaño, sus movimientos, pero nunca podremos, de ningún modo, estudiar su composición química o su estructura mineralógica” (Augusto Comte, 1835).

En el siglo XVIII no era extraño encontrar filósofos y científicos que trataran de establecer límites al conocimiento, como es el caso de Augusto Comte.

El inicio del estudio de la espectroscopia está atribuida a Isaac Newton. En uno de sus experimentos hizo pasar un rayo de luz por un prisma y obtuvo como resultado una especie de arcoíris a lo que denominó espectro. Dedujo que la luz estaba constituida por diferentes partículas de colores bastante pequeñas, de modo que éstas se emitían a una velocidad tan grande que todas combinadas hacían que las observáramos como una luz blanca. Su descubrimiento en principio fue ignorado.

Más adelante, el científico Joseph Fraunhofer hizo el mismo experimento que Newton pero con una rejilla de difracción y esto lo llevó a la invención del espectroscopio. Observó que en el espectro se presentan líneas de diferentes colores e incluso algunas totalmente negras, son las llamadas líneas espectrales o líneas de fraunhofer.

Augusto Comte tenía de cierto modo razón.  Los científicos no habían encontrado una relación más profunda entre la espectroscopía y los elementos químicos como para deducir directamente la composición de algo que emite luz.

Años más tarde, a partir del año 1860, el físico Gustav Kirchhoff y el químico Robert Bunsen realizaron experimentos con los elementos químicos y técnicas espectrales, encontraron que cada elemento tiene un espectro de absorción y uno de emisión. Así, Kirchhoff y Bunsen demostraron que el análisis espectral puede ser usado en la química.

¿Cómo se obtiene el espectro de absorción y el de emisión?

Las ondas electromagnéticas transportan energía dependiendo de su longitud de onda, cada elemento químico tiene una determinada longitud de onda en la que es capaz de absorber o emitir luz (fotones). Los átomos al ser estimulados energéticamente se excitan y hacen que los electrones absorban los fotones y salten en sus niveles de energía, es ahí donde se observan las líneas oscuras o de absorción en el espectro, luego, a medida que electrones decaen a su nivel de energía inicial se emiten ondas con las mismas propiedades de los fotones que habían absorbido, éstas constituyen el espectro de emisión.

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Leyes de Kirchhoff. Disponible en: https://bit.ly/2DDoN9c

La espectroscopía nos revela muchos detalles de las estrellas. Su tamaño aproximado, su luminosidad y su temperatura superficial, se logran especificar gracias a una clasificación obtenida con los espectros más comunes de las estrellas.

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Diagrama Hertzsprung-russell. Créditos: ESO. Disponible en: https://bit.ly/2pvWaQJ

Las estrellas que aún generan en su núcleo fusiones termonucleares del hidrógeno se ubican en la secuencia principal, las enanas rojas por ejemplo, queman muy poco hidrógeno, por tanto su luminosidad y temperatura es muy baja. Cuando una estrella deja de quemar hidrógeno en su núcleo, sale de la secuencia principal y se convierten en gigantes rojas, para el caso de las enanas rojas pasan a ser enanas blancas.

Ahora, para saber la composición química de un estrella, se debe observar la posición de las líneas de absorción que presenta el espectro y llevar a cabo un análisis con el espectro de emisión de los elementos de la tabla periódica.

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Espectro de emisión del Sol. Disponible en: https://bit.ly/2z6M2Vl

Las capas más externas de las estrellas son gases más dispersos y fríos a comparación de la temperatura del núcleo de éstas, de modo que los fotones liberados desde el núcleo son absorbidos y reemitidos por estas capas produciendo en el espectro las líneas de absorción.

Sin embargo, incluso con el espectro de una estrella se puede caracterizar su movimiento. Cuando la estrella se mueve sus líneas de absorción en el espectro cambian de posición, ésta se aleja con respecto a nosotros cuando las líneas espectrales toman una mayor longitud de onda, es decir, se desplazan hacia el rojo; ésta se acerca cuando ocurre lo contrario. A esto se le conoce como el Efecto Doppler.

Tomando como referencia la longitud de onda de una línea espectral de algún elemento que pertenezca a la estrella (), y midiendo la longitud de onda después de desplazada ésta línea () en el espectro de la estrella, se puede calcular la velocidad con la que la estrella se acerca o se aleja de nosotros usando la siguiente ecuación: 

ec doppler c es la velocidad de la luz.

Cuando la velocidad es negativa indica que la estrella se acerca, en caso de ser positiva se aleja.

Para saber más:

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