5.3: Espectroscopia en Astronomía

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Describir las propiedades de la luz
• Explicar cómo los astrónomos aprenden la composición de un gas examinando sus líneas espectrales
• Discutir los diversos tipos de espectros

La radiación electromagnética lleva mucha información sobre la naturaleza de las estrellas y otros objetos astronómicos. Para extraer esta información, sin embargo, los astrónomos deben poder estudiar las cantidades de energía que recibimos a diferentes longitudes de onda de luz con detalle. Examinemos cómo podemos hacer esto y qué podemos aprender.

Propiedades de la Luz

La luz exhibe ciertos comportamientos que son importantes para el diseño de telescopios y otros instrumentos. Por ejemplo, la luz puede reflejarse desde una superficie. Si la superficie es lisa y brillante, como ocurre con un espejo, la dirección del haz de luz reflejada se puede calcular con precisión a partir del conocimiento de la forma de la superficie reflectante. La luz también se dobla o refracta cuando pasa de un tipo de material transparente a otro, digamos, del aire a una lente de vidrio.

La reflexión y refracción de la luz son las propiedades básicas que hacen posible todos los instrumentos ópticos (dispositivos que nos ayudan a ver mejor las cosas), desde anteojos hasta telescopios astronómicos gigantes. Dichos instrumentos son generalmente combinaciones de lentes de vidrio, que doblan la luz de acuerdo con los principios de refracción, y espejos curvos, que dependen de las propiedades de la reflexión. Los pequeños dispositivos ópticos, como anteojos o binoculares, generalmente usan lentes, mientras que los telescopios grandes dependen casi en su totalidad de los espejos para sus principales elementos ópticos. Discutiremos los instrumentos astronómicos y sus usos más a fondo en Instrumentos astronómicos. Por ahora, pasamos a otro comportamiento de la luz, uno que es esencial para la decodificación de la luz.

En 1672, en el primer trabajo que presentó a la Royal Society, Sir Isaac Newton describió un experimento en el que permitió que la luz solar pasara por un pequeño agujero y luego por un prisma. Newton descubrió que la luz del sol, que nos parece blanca, en realidad está compuesta por una mezcla de todos los colores del arco iris (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura\(\PageIndex{1}\) Acción de un Prisma. Cuando pasamos un haz de luz blanca a través de un prisma, vemos una banda de luz de color arcoíris que llamamos espectro continuo.

La figura\(\PageIndex{1}\) muestra cómo la luz se separa en diferentes colores con un prisma, una pieza de vidrio en forma de triángulo con superficies refractantes. Al entrar en una cara del prisma, el camino de la luz se refracta (dobla), pero no todos los colores se doblan en la misma cantidad. La flexión del haz depende de la longitud de onda de la luz así como de las propiedades del material, y como resultado, diferentes longitudes de onda (o colores de luz) se doblan en diferentes cantidades y por lo tanto siguen caminos ligeramente diferentes a través del prisma. La luz violeta se dobla más que la roja. Este fenómeno se llama dispersión y explica el experimento del arco iris de Newton.

Al salir de la cara opuesta del prisma, la luz se dobla de nuevo y se dispersa aún más. Si la luz que sale del prisma se enfoca en una pantalla, las diferentes longitudes de onda o colores que componen la luz blanca se alinean lado a lado igual que un arco iris (Figura\(\PageIndex{2}\)). (De hecho, un arco iris está formado por la dispersión de la luz a través de las gotas de lluvia; vea el cuadro de características El arco iris). Debido a que esta matriz de colores es un espectro de luz, el instrumento utilizado para dispersar la luz y formar el espectro se llama espectrómetro.

Figura Espectro\(\PageIndex{2}\) Continuo. Cuando la luz blanca pasa a través de un prisma, se dispersa y forma un espectro continuo de todos los colores. Aunque es difícil de ver en esta versión impresa, en un espectro bien disperso, muchas gradaciones sutiles de color son visibles a medida que tu ojo escanea de un extremo (violeta) al otro (rojo).

El valor de los espectros estelares

Cuando Newton describió las leyes de refracción y dispersión en óptica, y observó el espectro solar, todo lo que pudo ver era una banda continua de colores. Si el espectro de la luz blanca del Sol y las estrellas fuera simplemente un arco iris continuo de colores, los astrónomos tendrían poco interés en el estudio detallado del espectro de una estrella una vez que hubieran aprendido su temperatura superficial promedio. En 1802, sin embargo, William Wollaston construyó un espectrómetro mejorado que incluía una lente para enfocar el espectro del Sol en una pantalla. Con este dispositivo, Wollaston vio que los colores no se extendían uniformemente, sino que faltaban algunas gamas de color, apareciendo como bandas oscuras en el espectro solar. Por error atribuyó estas líneas a los límites naturales entre los colores. En 1815, el físico alemán Joseph Fraunhofer, tras un examen más cuidadoso del espectro solar, encontró alrededor de 600 líneas oscuras de este tipo (colores faltantes), lo que llevó a los científicos a descartar la hipótesis límite (Figura\(\PageIndex{3}\)).

Figura Espectro\(\PageIndex{3}\) Visible del Sol. El espectro de nuestra estrella está atravesado por líneas oscuras producidas por átomos en la atmósfera solar que absorben la luz en ciertas longitudes de onda.

Posteriormente, los investigadores encontraron que podrían producirse líneas oscuras similares en los espectros (“espectros” es el plural de “espectro”) de fuentes de luz artificial. Lo hicieron pasando su luz a través de diversas sustancias aparentemente transparentes, generalmente contenedores con solo un poco de gas delgado en ellos.

Estos gases resultaron no ser transparentes en todos los colores: eran bastante opacos a unas pocas longitudes de onda claramente definidas. Algo en cada gas tenía que estar absorbiendo solo unos pocos colores de luz y no otros. Todos los gases hicieron esto, pero cada elemento diferente absorbió un conjunto diferente de colores y así mostró diferentes líneas oscuras. Si el gas en un contenedor consistía en dos elementos, entonces a la luz que pasaba por él le faltaban los colores (mostrando líneas oscuras) para ambos elementos. Entonces quedó claro que ciertas líneas en el espectro “van con” ciertos elementos. Este descubrimiento fue uno de los pasos más importantes en la historia de la astronomía.

¿Qué pasaría si no hubiera espectro continuo para que nuestros gases eliminaran la luz? ¿Y si, en cambio, calentamos los mismos gases finos hasta que estuvieran lo suficientemente calientes como para brillar con su propia luz? Cuando los gases se calentaron, un espectrómetro no reveló espectro continuo, sino varias líneas brillantes separadas. Es decir, estos gases calientes emitieron luz sólo a ciertas longitudes de onda o colores específicos.

Cuando el gas era hidrógeno puro, emitiría un patrón de colores; cuando era sodio puro, emitía un patrón diferente. Una mezcla de hidrógeno y sodio emitió ambos conjuntos de líneas espectrales. Los colores que los gases emitían cuando se calentaban eran los mismos colores que los que habían absorbido cuando una fuente continua de luz estaba detrás de ellos. A partir de tales experimentos, los científicos comenzaron a ver que diferentes sustancias mostraban firmas espectrales distintivas mediante las cuales se podía detectar su presencia (Figura\(\PageIndex{4}\)). Así como tu firma permite que el banco te identifique, el patrón único de colores para cada tipo de átomo (su espectro) puede ayudarnos a identificar qué elemento o elementos están en un gas.

Figura Espectro\(\PageIndex{4}\) Continuo y Espectros de Línea de Diferentes Elementos. Cada tipo de gas brillante (cada elemento) produce su propio patrón único de líneas, por lo que la composición de un gas puede ser identificada por su espectro. Aquí se muestran los espectros de gases de sodio, hidrógeno, calcio y mercurio.

Tipos de espectros

En estos experimentos, entonces, hubo tres tipos diferentes de espectros. Un espectro continuo (formado cuando un gas sólido o muy denso emite radiación) es una matriz de todas las longitudes de onda o colores del arco iris. Un espectro continuo puede servir como telón de fondo desde el cual los átomos de gas mucho menos denso pueden absorber la luz. Una línea oscura, o espectro de absorción, consiste en una serie o patrón de líneas oscuras, que faltan colores, superpuestas sobre el espectro continuo de una fuente. Una línea brillante, o espectro de emisión, aparece como un patrón o serie de líneas brillantes; consiste en luz en la que solo están presentes ciertas longitudes de onda discretas. (La figura\(\PageIndex{4}\) muestra un espectro de absorción, mientras que la figura\(\PageIndex{3}\) muestra el espectro de emisión de varios elementos comunes junto con un ejemplo de un espectro continuo).

Cuando tenemos un gas caliente y delgado, cada elemento químico o compuesto en particular produce su propio patrón característico de líneas espectrales, su firma espectral. No hay dos tipos de átomos o moléculas que den los mismos patrones. Es decir, cada gas en particular puede absorber o emitir sólo ciertas longitudes de onda de la luz propia de ese gas. En contraste, los espectros de absorción ocurren al pasar luz blanca a través de un gas frío y delgado. La temperatura y otras condiciones determinan si las líneas son brillantes u oscuras (si la luz es absorbida o emitida), pero las longitudes de onda de las líneas para cualquier elemento son las mismas en cualquier caso. Es el patrón preciso de longitudes de onda lo que hace que la firma de cada elemento sea única. Los líquidos y sólidos también pueden generar líneas o bandas espectrales, pero son más amplios y menos definidos, y por lo tanto, más difíciles de interpretar. El análisis espectral, sin embargo, puede ser bastante útil. Se puede aplicar, por ejemplo, a la luz reflejada en la superficie de un asteroide cercano así como a la luz de una galaxia distante.

Las líneas oscuras en el espectro solar dan así evidencia de ciertos elementos químicos entre nosotros y el Sol absorbiendo esas longitudes de onda de la luz solar. Debido a que el espacio entre nosotros y el Sol está bastante vacío, los astrónomos se dieron cuenta de que los átomos que hacen la absorción deben estar en una delgada atmósfera de gas más frío alrededor del Sol. Esta atmósfera exterior no es tan diferente del resto del Sol, solo más delgada y fresca. Así, podemos utilizar lo que aprendamos sobre su composición como indicador de lo que está hecho todo el Sol. De igual manera, podemos utilizar la presencia de líneas de absorción y emisión para analizar la composición de otras estrellas y nubes de gas en el espacio.

Dicho análisis de espectros es la clave de la astronomía moderna. Sólo de esta manera podremos “probar” las estrellas, que están demasiado lejos para que las visitemos. Codificada en la radiación electromagnética de los objetos celestes se encuentra información clara sobre la composición química de estos objetos. Sólo entendiendo de qué estaban hechas las estrellas podrían los astrónomos comenzar a formar teorías sobre qué las hacía brillar y cómo evolucionaron.

En 1860, el físico alemán Gustav Kirchhoff se convirtió en la primera persona en utilizar la espectroscopia para identificar un elemento en el Sol cuando encontró la firma espectral del gas de sodio. En los años que siguieron, los astrónomos encontraron muchos otros elementos químicos en el Sol y las estrellas. De hecho, el elemento helio se encontró primero en el Sol a partir de su espectro y solo después se identificó en la Tierra. (La palabra “helio” proviene de helios, el nombre griego para el Sol.)

¿Por qué hay líneas específicas para cada elemento? La respuesta a esa pregunta no se encontró hasta el siglo XX; requirió el desarrollo de un modelo para el átomo. Por lo tanto, pasamos junto a un examen más detallado de los átomos que componen toda la materia.

El arcoíris

Los arcoíris son una excelente ilustración de la dispersión de la luz solar. Tienes buenas posibilidades de ver un arcoíris cada vez que estés entre el Sol y una ducha de lluvia, como se ilustra en la Figura. Las gotas de lluvia actúan como pequeños prismas y rompen la luz blanca en el espectro de colores. Supongamos que un rayo de sol se encuentra con una gota de lluvia y pasa a ella. La luz cambia de dirección —es refractada— cuando pasa del aire al agua; la luz azul y violeta se refracta más que la roja. Parte de la luz se refleja luego en la parte trasera de la gota y vuelve a emerger desde el frente, donde nuevamente se refracta. Como resultado, la luz blanca se extiende en un arco iris de colores.

Figura Refracción\(\PageIndex{5}\) Arco Iris. (a) Este diagrama muestra cómo la luz del Sol, que se encuentra detrás del observador, puede ser refractada por gotas de lluvia para producir (b) un arco iris. (c) La refracción separa la luz blanca en sus colores componentes.

Tenga en cuenta que la luz violeta se encuentra por encima de la luz roja después de que emerge de la gota de lluvia. Cuando miras un arco iris, sin embargo, la luz roja es más alta en el cielo. ¿Por qué? Mirad de nuevo a la Figura\(\PageIndex{5}\). Si el observador mira una gota de lluvia que está en lo alto del cielo, la luz violeta pasa sobre su cabeza y la luz roja entra en su ojo. De igual manera, si el observador mira una gota de lluvia que está baja en el cielo, la luz violeta llega a su ojo y la gota aparece violeta, mientras que la luz roja de esa misma gota golpea el suelo y no se ve. Los colores de las longitudes de onda intermedias son refractados al ojo por gotas que son intermedias en altitud entre las gotas que aparecen violetas y las que aparecen rojas. Así, un solo arco iris siempre tiene rojo en el exterior y violeta en el interior.

Conceptos clave y resumen

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.

Glosario

espectro de absorción

una serie o patrón de líneas oscuras superpuestas sobre un espectro continuo

espectro continuo

un espectro de luz compuesto por radiación de un rango continuo de longitudes de onda o colores, en lugar de solo ciertas longitudes de onda discretas

dispersión

separación de diferentes longitudes de onda de luz blanca mediante refracción de diferentes cantidades

espectro de emisión

una serie o patrón de líneas brillantes superpuestas en un espectro continuo

espectrómetro

un instrumento para obtener un espectro; en astronomía, generalmente unido a un telescopio para registrar el espectro de una estrella, galaxia u otro objeto astronómico