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Espectroscopia Astronómica

Particle Physics and Astronomy Research Council

Royal Greenwich Observatory

Cuaderno de Información No. 22: 'Espectroscopia Astronómica'.
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Espectroscopia Astronómica:

Muchos de los átomos de los que están hechos nuestros cuerpos fueron contruidos, y estuvieron en algún momento, hace miles de millones de años, en las profundidades del interior de una de las muchas estrellas que hace ya mucho tiempo, o explotaron en pedazos, o quizá se desvanecieron calladamente en el anonimato, gentilmente despojándose de una parte de ellas mismas en el proceso.
Cómo han descubierto los astrónomos y físicos esta fascinante historia, mirando el cielo y trabajando en el laboratorio?
Mucho de ella ha sido ensamblada usando las técnicas de la espectroscopia astronómica, y el propósito de este Cuaderno es brindar alguna idea sobre cómo se hace esto y que tan ricamente gratificantes han sido las investigaciones.


Qué es un Espectro?

Cómo es que sabemos tanto sobre la composición química, temperatura, presión y movimiento de estrellas y galaxias que están tan distantes que nunca soñaríamos con tratar de llegar hasta ellas?
Para poder contestar esta pregunta debemos primero preguntarnos cómo es que sabemos que estos cuerpos existen siquiera.
Bueno, muy simplemente, sabemos que existen porque podemos verlos; esto es, ellos están emitiendo energía en forma de ondas de luz, y también ondas infrarrojas, ultravioletas, y con frecuencia ondas de radio y rayos-X también. Esta energía viaja a través de esas vastas distancias, y nos provee una fuente extraordinariamente rica de información sobre su constitución.
Un espectro es el resultado de fraccionar esta luz en sus colores constituyentes, y es estudiando estos espectros que los astrofísicos han podido hacer sus más importantes descubrimientos.


Cómo se Produce un Espectro?

El espectro más familiar en la naturaleza es ese espléndido espectáculo, el arco iris, que se produce cuando la luz del Sol rebota alrededor dentro de cada una de millones de gotas de lluvia y en el proceso es fraccionada en sus colores constituyentes.
Cuando un químico, físico o astrónomo quiere examinar una fuente de luz, puede utilizar un prisma triangular de vidrio, o más comúnmente en la actualidad, un dispositivo llamado una 'rejilla de difracción', para dispersar la luz en un espectro. El aparato completo para hacer este trabajo, se llama un espectroscopio (si se mira a través de él), o un espectrógrafo (si el espectro es registrado fotográficamente, o por algún medio distinto del ojo).
Todos los espectrógrafos modernos utilizan rejillas de difracción; el resultado final sin embargo, es bastante similar al producido por un prisma, cuya acción podría resultar más familiar.


Qué Nos Dice Un Espectro?

Isaac Newton, cerca de 1666, mientras estaba ocupado en los experimentos que conducirían a su construcción del primer telescopio refractor, fue el primero en entender que los colores producidos cuando la luz blanca pasa a través de un prisma son una propiedad de la luz misma, y no consecuencia de algo producido por el vidrio. Este logro tendría consecuencias de alcance extremadamente grande para toda la física, y en particular para nuestro entendimiento del universo.

Podría parecer paradójico, pero el camino al entendimiento de lo muy grande pasa a través del mundo de lo muy pequeño. Tenemos que entender el funcionamiento y estructura de los átomos y moléculas antes de que podamos significativamente apuntar nuestro espectrógrafo a las estrellas y galaxias.

La gran revolución en la física, que tuvo lugar durante las primeras décadas de este siglo, condujo a un detallado entendimiento de la forma en que los átomos y moléculas pueden absorber y emitir luz y otra radiación. Era conocido desde mucho antes, que distintos elementos químicos emitían su propio y característico color de radiación, o líneas, cuando se los calentaba en estado gaseoso, pero fue la comprensión de la relación entre esas líneas y la estructura del átomo o molécula, lo que demostró ser tan importante para el desarrollo de la astrofísica.

Probablemente, la más familiar de las radiaciones características de un elemento común es la luz amarilla-naranja emitida por el vapor de sodio. Casi toda la luz de una lámpara de vapor de sodio en una calle, proviene de dos líneas muy cercanas en la zona amarilla-naranja del espectro; este mismo elemento es también responsable del color amarillo producido cuando, por ejemplo, el agua con sal (la sal común es cloruro de sodio) utilizada para cocinar reboza hacia las llamas de una hornilla de gas.

Si observamos un espectro astronómico, y vemos las líneas características de un elemento en particular, podemos decir inmediatamente que ese elemento está presente ya sea en la estrella o galaxia misma o, en algunos casos especiales, en el espacio entre la estrella y nuestro telescopio.
Esto es importante y emocionante en sí mismo, pero tan poderosas son las técnicas de la espectroscopia, que podemos hacer mucho más que tan sólo detectar la presencia de un elemento químico o molécula.
La próxima y obvia pregunta es, cuánto de cada elemento está presente en una estrella en particular?
De hecho, esta no es una pregunta muy fácil de contestar, pero puede hacerse, y efectivamente ha sido contestada para varios cientos de las estrellas más brillantes en el cielo, y para un buen número de otros objetos astronómicos, además.
La descripción que ha surgido de estos estudios es fascinante.
Sabemos que el hidrógeno es con mucho el elemento más común en el universo, y que el hidrógeno puede ser usado como materia prima para fabricar todos los elementos más pesados. Este proceso, el sueño de los alquimistas, procede muy calladamente en el interior profundo de casi todas las estrellas, incluyendo nuestro propio Sol.
Probablemente, el sitio más importante para esta transmutación de los elementos es una explosión de supernova - los increíblemente violentos estertores de muerte de una estrella que es demasiado masiva como para encogerse calladamente en el anonimato. La famosa Nebulosa del Cangrejo en Tauro es el resultado de una explosión tal, que fue presenciada como una estrella diurna por observadores Chinos en el año 1054.
La mayoría de los astrónomos ahora piensan que cuando nuestro sistema de la Vía Láctea se formó, hace más de diez mil millones de años, consistía enteramente, o casi enteramente, de una mezcla de hidrógeno y helio, y que la actual concentración de elementos pesados ha sido construida a partir de estas materias primas durante el tiempo mediante.

El espectrógrafo hace también una importante contribución al estudio de los movimientos de los objetos astronómicos.
Si queremos saber qué tan rápido se mueve una estrella a través del cielo (esto es, en ángulo recto con nuestra línea de visión), podemos medir su movimiento propio o su velocidad angular, pero para convertir esto en una velocidad real tenemos que saber su distancia, y las distancias astronómicas son notoriamente difíciles de medir.
Ahora, para medir su movimiento a lo largo de la línea de visión, su velocidad radial, simplemente utilizamos el principio de Doppler.
Doppler descubrió que si una fuente de luz se está acercando o alejando de nosotros, los colores o longitudes de onda de las líneas de su espectro cambian en una cantidad que depende de su velocidad. Todo lo que tememos que hacer es medir el desplazamiento de las líneas de la estrella en relación con las líneas correspondientes producidas por una lámpara montada en el espectrógrafo. Este procedimiento tiene la muy importante ventaja de que no tenemos para nada que conocer la distancia a la estrella: la velocidad radial se obtiene por igual, sin importar qué tan lejos esté. Esto significa que podemos medir las velocidades de las galaxias y quasares que están tan lejos que cualquier movimiento propio sería inmensurablemente pequeño.

Las velocidades radiales han sido medidas para muchos miles de estrellas en nuestra galaxia, y esto nos está llevando a una comprensión de su formación y evolución. Sabemos, por ejemplo, que el Sol hace una órbita casi circular alrededor del centro de la Galaxia una vez cada 250 millones de años, pero que algunas estrellas mucho más antiguas se mueven en órbitas diferentes, no circulares.

La medición de las velocidades radiales de otras galaxias nos ha dicho que todo el universo se está expandiendo, con los objetos más lejanos que podemos observar, alejándose de nosotros con una fracción substancial de la velocidad de la luz.
Combinando este resultado con observaciones de la densidad de galaxias en el espacio a distintas edades del universo, podemos ver que todo comenzó en un muy pequeño volumen, y se expandió luego de lo que llamamos el Big Bang.
La espectroscopia en la región de las microondas del espectro nos ha mostrado la radiación corrida hacia el rojo que fue emitida en el momento del Big Bang.


Espectrógrafos Modernos:

Los modernos espectrógrafos astronómicos pueden ser instrumentos muy grandes y complejos. El espectrógrafo diseñado para el telescopio William Herschel de 4,2 metros en La Palma, tiene un tamaño cercano al de un automóvil pequeño, pero los componentes ópticos deben ser mantenidos en posición con una precisión de una milésima de milímetro.
Los espectrógrafos de La Palma son utilizados para una amplia variedad de programas de investigación iniciados por los astrónomos del RGO y desde los departamentos de las Universidades, frecuentemente en colaboración con astrónomos de radio, infrarrojos, y de rayos-X.
Aquí hemos ilustrado sólo unos pocos de los usos del espectrógrafo astronómico, pero ellos nos muestran cómo la espectroscopia se ha convertido en una de las más poderosas herramientas de la moderna investigación astronómica.




Nota de ARVAL:

Este es la parte visible del espectro de la luz Solar producido por una rejilla de difracción de Edmund Scientifics y fotografiado por Ashley Stevens con una Canon EOS 5D.
La escala superior, en electrón-Voltios, indica la energía de los fotones.
La escala inferior, en nanómetros, indica la longitud de onda de los fotones.


Espectro Visible de la Luz Solar



Producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.

PJA Martes Mayo 8 13:23:03 GMT 1996

webman@mail.ast.cam.ac.uk


Actualizada: Noviembre 6 '97   [Nota de ARVAL en Oct. 15 '09]

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