Exploración - Espectroscopía

Un espectrógrafo descompone la luz blanca en las longitudes de onda de sus componentes formando el espectro atravesado por numerosas líneas oscuras y claras. Registra estas líneas como una especie de código de barras de las propiedades físicas del objeto. La espectroscopia es la base de la astrofísica moderna. Casi toda la información que tenemos acerca de la composición química, la temperatura y la presión de cualquier cuerpo astronómico se encuentra codificada en sus líneas espectrales.

La tecnología de la fibra óptica mejora la eficacia de la espectroscopía. Se pueden distribuir numerosas fibras de modo que cada una reciba luz simultáneamente de una estrella o galaxia diferente. Entonces se alinea el extremo contrario de las fibras para que todas entren en el espectrógrafo al mismo tiempo; de este modo se obtienen cientos de espectros a la vez.

En la figura anterior podemos ver diversos espectros de estrellas, beta Lira, alfa Aquila, beta Cygnus, alfa Tauro, beta Pegasus y tau Ceti, en el recuadro es alfa Andromeda.

El espectro nos llega en dos formas básicas. Un espectro continuo producido por la luz de un sólido brillante, líquido o un gas denso como lo es la superficie de una estrella. La longitud de onda de su mayor intensidad depende de la temperatura que tiene el objeto. Un gas poco denso produce unespectro con una línea de emisión. Una fuente continua vista a través de un gas poco denso nos muestra un espectro continuo con líneas de absorción oscuras si el gas es más frío que la fuente o líneas de emisión si el gas es más caliente.

Para estimar la composición química de las estrellas se requiere el análisis espectral de su luz. En laboratorios terrestres se verifica que cada átomo (y molécula) define un conjunto bien determinado de líneas (denominado serie de líneas espectrales) que aparece superpuesto en el espectro de una fuente, en función del estado electrónico en que se encuentra; esas series se caracterizan por ubicarse en posiciones fijas y diferentes (en cuanto a longitud de onda) para cada elemento. Obtenido su espectro, la situación descrita permite identificar, sin ambigüedad, los componentes químicos de un objeto celeste mediante la inspección de la posición de las líneas presentes de sus espectros, en comparación con la posición que se obtuvo en un laboratorio terrestre. Reiteramos que las características del espectro estelar se vinculan fundamentalmente con la parte externa de la estrella, por lo tanto la información que suministra se vincula sólo con esa región.

Estudiando espectros de diferentes estrellas se encontraron diferencias notables entre sí. En 1a mayoría aparecen líneas oscuras, pero en algunos casos también se observaron líneas brillantes (también llamadas de emisión) Los espectros donde aparecen líneas brillantes sugieren que la estrella presenta una atmósfera caliente y extensa, semejante a la cromósfera solar. La existencia de esas envolturas gaseosas alrededor de algunas estrellas es bastante frecuente (particularmente en estrellas de muy alta temperatura; un fenómeno que parece deberse a la expulsión de materia por parte del astro. Un ejemplo de ello, las estrellas denominadas como Wolf (WR), con líneas de emisión (correspondientes al carbono y/ o el nitrógeno), que sugieren una densa envoltura gaseosa a su alrededor.

Debido a la distancia a la que se encuentran las estrellas y a su bajo brillo (comparadas con el Sol), los espectros estelares estudiados en detalle pueden aportar información sobre sus atmósferas. Diferentes líneas espectrales en distintas estrellas sugieren, en principio, diferencias en sus composiciones químicas. Sin embargo, se puede comprobar que la gran variedad de espectros estelares se debe a diferencias en temperaturas, presión y densidad y no de composición. En una estrella de grandes dimensiones la atmósfera se encuentra más extendida, y resulta menos densa que en otra de tamaño menor; en estas condiciones, los átomos ionizados de la atmósfera de una estrella tienen menor probabilidad de adquirir electrones libres que en otra estrella más densa, y por lo tanto de pasar al estado neutro. En estas estrellas de grandes dimensiones las líneas que corresponden a elementos ionizados son más intensas que las mismas líneas en estrellas más pequeñas, donde la presión del gas es mayor. Estas líneas sirven entonces como indicadores del tamaño de la estrella; indican lo que se denomina la clase de Luminosidad de la estrella. Más adelante se verá otro criterio para su determinación.

Respecto a la abundancia de los diferentes elementos, se ha podido comprobar que todas las estrellas, incluyendo el Sol, tienen aproximadamente la misma. Las líneas preponderantes en los espectros estelares corresponden al elemento hidrógeno, el más abundante en el universo. Pero no siempre están presentes, ya que en las atmósferas de estrellas de muy altas temperaturas, el hidrógeno se encuentra ionizado y entonces no aparecen líneas de absorción de ese elemento; por otra parte, en las de muy bajas temperaturas, la mayoría de los elementos atmosféricos están en estado neutro y se aprecian abundantes líneas de absorción, que ocultan las líneas correspondientes del hidrógeno.

De acuerdo con las líneas que aparecen en el espectro de las estrellas, éstas se clasifican básicamente en siete tipos espectrales principales que se designan con las letras

O, B, A, F, G, K, M

Este ordenamiento se conoce como secuencia espectral y corresponde, de izquierda a derecha, a valores decrecientes de la temperatura estelar así, las estrellas de tipo O son las de mayor temperatura y las M las de menor temperatura. Más tarde se agregaron a esta secuencia los tipos espectrales C y S, correspondientes a estrellas de bajas temperaturas y singulares características. Por otra parte, estos tipos espectrales se subdividieron en subtipos indicados con números de O a 9. De este modo, una estrella de tipo A puede ser clasificada como A2 o bien A7; al tipo A9 le sigue FO y a su vez, el A5 es intermedio entre AO y FO. En este contexto, el Sol es una estrella de tipo espectral G2.

La importancia de esta clasificación radica en que está basada en las líneas de espectro que son particularmente sensibles a la temperatura estelar. Las líneas más importantes que aparecen en los espectros estelares son las del hidrogeno y le siguen las del helio, el hierro, calcio etc. Como mencionamos, junto a la serie OBAFGKM existen otros espectros que componen dos secuencias paralelas a las estrellas M: son los designados con las letras C y S, los que sólo difieren de los M por la presencia de líneas correspondientes a diferentes elementos químicos: en las S hay fundamentalmente bandas de óxido de circonio y en las C bandas de carbono, mientras que en las M, bandas de óxido de titanio. Una banda es una serie de abundantes líneas espectrales. En resumen: las estrellas de altas temperaturas se caracterizan por líneas de átomos ionizados, mientras que en las estrellas más frías aparecen líneas de átomos neutros y bandas moleculares.

Funcionamiento de un espectrógrafo

El producto que se muestra el propiedad de SBIG Santa Barbara Intruments Group.

	la línea amarilla marca el recorrido del rayo de luz que proviene del telescopio llegando a la cámara CCD de 2 chips. Luego de pasar por un lente que dispersa parte del la onda, el resto viaja a un espejo cóncavo que dirige el haz al prisma. Este descompone la luz y la envía a otro espejo cóncavo que dirije el espectro al foco de la CCD.
	La otra parte del rayo desviado por el primer lente pasa por dos espejos y una lente para enfocar y mandar la imágen del campo visual a la CCD. Esta fabrica la imágen mostrando el lugar exacto dentro de la imágen en donde se está apuntando y a a su vez descomponiendo el espectro.

En la Web

Si bién la espectroscopía amateur es escasa, garacias a la internet podemos encontrar el Foro de de Espectroscopía Amateur, que une a los investigadores de todas partes del mundo.