5: Radiación y espectros

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La estrella más cercana está tan lejos que la nave espacial más rápida que los humanos han construido tardaría casi 100 mil años en llegar allí. Sin embargo, queremos mucho saber de qué material está compuesta esta estrella vecina y en qué se diferencia del nuestro propio Sol. ¿Cómo podemos aprender sobre la composición química de las estrellas que no podemos esperar visitar o probar?

En astronomía, la mayoría de los objetos que estudiamos están completamente fuera de nuestro alcance. La temperatura del Sol es tan alta que una nave espacial sería frita mucho antes de que llegara a ella, y las estrellas están demasiado lejos para visitarlas en nuestras vidas con la tecnología ahora disponible. Incluso la luz, que viaja a una velocidad de 300,000 kilómetros por segundo (km/s), tarda más de 4 años en llegar desde la estrella más cercana. Si queremos aprender sobre el Sol y las estrellas, debemos apoyarnos en técnicas que nos permitan analizarlas a distancia.

5.1: El comportamiento de la luz
James Clerk Maxwell demostró que cada vez que las partículas cargadas cambian su movimiento, como lo hacen en cada átomo y molécula, emiten ondas de energía. La luz es una forma de esta radiación electromagnética. La longitud de onda de la luz determina el color de la radiación visible. La longitud de onda (λ) se relaciona con la frecuencia (f) y la velocidad de la luz (c) por la ecuación c = λf. La radiación electromagnética a veces se comporta como ondas, pero en otras ocasiones, se comporta como si se tratara de una partícula- llamada fotón.
5.2: El espectro electromagnético
El espectro electromagnético consiste en rayos gamma, rayos X, radiación ultravioleta, luz visible, infrarroja y radiación de radio. Muchas de estas longitudes de onda no pueden penetrar las capas de la atmósfera terrestre y deben ser observadas desde el espacio, mientras que otras, como la luz visible, la radio FM y la televisión, pueden penetrar hasta la superficie de la Tierra. La emisión de radiación electromagnética está íntimamente conectada a la temperatura de la fuente.
5.3: Espectroscopia en Astronomía
Un espectrómetro es un dispositivo que forma un espectro, a menudo utilizando el fenómeno de dispersión. La luz de una fuente astronómica puede consistir en un espectro continuo, un espectro de emisión (línea brillante) o un espectro de absorción (línea oscura). Debido a que cada elemento deja su firma espectral en el patrón de líneas que observamos, los análisis espectrales revelan la composición del Sol y las estrellas.
5.4: La estructura del átomo
Los átomos consisten en un núcleo que contiene uno o más protones cargados positivamente. Todos los átomos excepto el hidrógeno también pueden contener uno o más neutrones en el núcleo. Los electrones cargados negativamente orbitan el núcleo. El número de protones define un elemento (el hidrógeno tiene un protón, el helio tiene dos, y así sucesivamente) del átomo. Los núcleos con el mismo número de protones pero diferentes números de neutrones son diferentes isótopos del mismo elemento.
5.5: Formación de Líneas Espectrales
Cuando los electrones pasan de un nivel de energía superior a uno inferior, se emiten fotones, y se puede ver una línea de emisión en el espectro. Las líneas de absorción se ven cuando los electrones absorben fotones y se mueven a niveles de energía más altos. Dado que cada átomo tiene su propio conjunto característico de niveles de energía, cada uno está asociado con un patrón único de líneas espectrales. Esto permite a los astrónomos determinar qué elementos están presentes en las estrellas y en las nubes de gas y polvo entre las estrellas.
5.6: El efecto Doppler
Si un átomo se mueve hacia nosotros cuando un electrón cambia de órbita y produce una línea espectral, vemos que esa línea se desplazó ligeramente hacia el azul de su longitud de onda normal en un espectro. Si el átomo se aleja, vemos la línea desplazada hacia el rojo. Este cambio se conoce como el efecto Doppler y se puede utilizar para medir las velocidades radiales de objetos distantes.
5.E: Radiación y Espectros (Ejercicios)

Miniaturas: Esta fotografía del Sol fue tomada a varias longitudes de onda diferentes de ultravioleta, que nuestros ojos no pueden ver, y luego codificada por colores para que revele actividad en la atmósfera de nuestro Sol que no se puede observar en la luz visible. Por ello es importante observar el Sol y otros objetos astronómicos en longitudes de onda distintas a la banda visible del espectro. Esta imagen fue tomada por un satélite desde arriba de la atmósfera terrestre, lo cual es necesario ya que la atmósfera terrestre absorbe gran parte de la luz ultravioleta proveniente del espacio. (crédito: modificación de obra por parte de la NASA).