17.3: Los espectros de las estrellas (y enanas marrones)
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Describir cómo los astrónomos usan clases espectrales para caracterizar
- Explicar la diferencia entre una estrella y una enana marrón
Medir colores es solo una forma de analizar la luz estelar. Otra forma es usar un espectrógrafo para extender la luz en un espectro (ver los capítulos de Radiación y Espectros y Instrumentos Astronómicos). En 1814, el físico alemán Joseph Fraunhofer observó que el espectro del Sol muestra líneas oscuras cruzando una banda continua de colores. En la década de 1860, los astrónomos ingleses Sir William Huggins y Lady Margaret Huggins (Figura\(\PageIndex{1}\)) lograron identificar algunas de las líneas en los espectros estelares como las de elementos conocidos en la Tierra, demostrando que los mismos elementos químicos que se encuentran en el Sol y los planetas existen en las estrellas. Desde entonces, los astrónomos han trabajado arduamente para perfeccionar técnicas experimentales para obtener y medir espectros, y han desarrollado una comprensión teórica de lo que se puede aprender de los espectros. Hoy en día, el análisis espectroscópico es una de las piedras angulares de la investigación astronómica.
Formación de Espectros Estelares
Cuando se observaron por primera vez los espectros de diferentes estrellas, los astrónomos encontraron que no todas eran idénticas. Dado que las líneas oscuras son producidas por los elementos químicos presentes en las estrellas, los astrónomos primero pensaron que los espectros difieren entre sí porque las estrellas no están todas hechas de los mismos elementos químicos. Esta hipótesis resultó ser errónea. La razón principal por la que los espectros estelares se ven diferentes es porque las estrellas tienen temperaturas diferentes. La mayoría de las estrellas tienen casi la misma composición que el Sol, con sólo algunas excepciones.
El hidrógeno, por ejemplo, es con mucho el elemento más abundante en la mayoría de las estrellas. Sin embargo, las líneas de hidrógeno no se ven en los espectros de las estrellas más calientes y las más frías. En las atmósferas de las estrellas más calientes, los átomos de hidrógeno están completamente ionizados. Debido a que el electrón y el protón están separados, el hidrógeno ionizado no puede producir líneas de absorción. (Recordemos de la sección Formación de Líneas Espectrales, las líneas son el resultado de electrones en órbita alrededor de un núcleo cambiando los niveles de energía).
En las atmósferas de las estrellas más frías, los átomos de hidrógeno tienen sus electrones unidos y pueden cambiar los niveles de energía para producir líneas. Sin embargo, prácticamente todos los átomos de hidrógeno se encuentran en el estado de energía más bajo (no excitados) en estas estrellas y así pueden absorber solo aquellos fotones capaces de elevar un electrón desde ese primer nivel de energía a un nivel superior. Los fotones con suficiente energía para hacer esto se encuentran en la parte ultravioleta del espectro electromagnético, y hay muy pocos fotones ultravioleta en la radiación de una estrella fría. Lo que esto significa es que si observas el espectro de una estrella muy caliente o muy fría con un telescopio típico en la superficie de la Tierra, el elemento más común en esa estrella, el hidrógeno, mostrará líneas espectrales muy débiles o ninguna en absoluto.
Las líneas de hidrógeno en la parte visible del espectro (llamadas líneas Balmer) son más fuertes en estrellas con temperaturas intermedias, no demasiado calientes ni demasiado frías. Los cálculos muestran que la temperatura óptima para producir líneas de hidrógeno visibles es de aproximadamente 10,000 K. A esta temperatura, un número apreciable de átomos de hidrógeno se excitan al segundo nivel de energía. Luego pueden absorber fotones adicionales, elevarse a niveles aún más altos de excitación y producir una línea de absorción oscura. De igual manera, cualquier otro elemento químico, en cada una de sus posibles etapas de ionización, tiene una temperatura característica a la que es más efectivo para producir líneas de absorción en cualquier parte particular del espectro.
Clasificación de Espectros Estelares
Los astrónomos utilizan los patrones de líneas observadas en los espectros estelares para clasificar las estrellas en una clase espectral. Debido a que la temperatura de una estrella determina qué líneas de absorción están presentes en su espectro, estas clases espectrales son una medida de su temperatura superficial. Hay siete clases espectrales estándar. De las más calientes a las más frías, estas siete clases espectrales se designan O, B, A, F, G, K y M. Recientemente, los astrónomos han agregado tres clases adicionales para objetos aún más fríos: L, T e Y.
En este punto, tal vez estés mirando estas letras con asombro y preguntándote por qué los astrónomos no llamaban a los tipos espectrales A, B, C, y así sucesivamente. Verás, como te contamos la historia, que es una instancia donde la tradición se ganó sobre el sentido común.
En la década de 1880, Williamina Fleming ideó un sistema para clasificar estrellas basado en la fuerza de las líneas de absorción de hidrógeno. Los espectros con las líneas más fuertes se clasificaron como estrellas “A”, las siguientes “B” más fuertes, y así sucesivamente abajo del alfabeto a estrellas “O”, en las que las líneas de hidrógeno eran muy débiles. Pero vimos arriba que las líneas de hidrógeno por sí solas no son un buen indicador para clasificar las estrellas, ya que sus líneas desaparecen del espectro de luz visible cuando las estrellas se calientan demasiado o demasiado frías.
En la década de 1890, Annie Jump Cannon revisó este sistema de clasificación, centrándose en unas pocas letras del sistema original: A, B, F, G, K, M y O. En lugar de comenzar de nuevo, Cannon también reorganizó las clases existentes, en orden de disminución de la temperatura, en la secuencia que hemos aprendido: O, B, A, F, G, K, M. As puedes leer en el largometraje de Annie Cannon: Classifier of the Stars más adelante en esta sección, clasificó alrededor de 500 mil estrellas a lo largo de su vida, clasificando hasta tres estrellas por minuto al observar los espectros estelares.
Encuesta digital del cielo de Sloan
Para profundizar en los tipos espectrales, explora el proyecto interactivo en el Sloan Digital Sky Survey en el que podrás practicar la clasificación de estrellas tú mismo.
Para ayudar a los astrónomos a recordar este loco orden de letras, Cannon creó un mnemotécnico, “Oh, sé una chica fina, bésame”. (Si lo prefieres, puedes sustituir fácilmente “Guy” por “Chica”.) Otros mnemotécnicos, que esperamos no sean relevantes para ti, incluyen “Oh hermano, los astrónomos frecuentemente dan exámenes intermedios asesinos” y “Oh chico, un grado F me mata!” Con las nuevas clases espectrales L, T e Y, el mnemotécnico podría expandirse a “Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me Like That, Yo!”
Cada una de estas clases espectrales, excepto posiblemente para la clase Y que aún se está definiendo, se subdivide en 10 subclases designadas por los números 0 a 9. Una estrella B0 es el tipo más caliente de estrella B; una estrella B9 es el tipo más genial de estrella B y solo es ligeramente más caliente que una estrella A0.
Y sólo un elemento más del vocabulario: por razones históricas, los astrónomos llaman a todos los elementos más pesados que los metales helio, aunque la mayoría de ellos no muestran propiedades metálicas. (Si te molesta la peculiar jerga que usan los astrónomos, solo ten en cuenta que cada campo de la actividad humana tiende a desarrollar su propio vocabulario especializado. ¡Solo intenta leer un formulario de acuerdo de tarjeta de crédito o redes sociales en estos días sin capacitación en derecho!)
Echemos un vistazo a algunos de los detalles de cómo cambian los espectros de las estrellas con la temperatura. (¡Son estos detalles los que permitieron a Annie Cannon identificar los tipos espectrales de estrellas tan rápido como tres por minuto!) Como\(\PageIndex{2}\) muestra la Figura, en las estrellas O más calientes (aquellas con temperaturas superiores a 28,000 K), solo son visibles las líneas de helio ionizado y los átomos altamente ionizados de otros elementos. Las líneas de hidrógeno son más fuertes en estrellas A con temperaturas atmosféricas de aproximadamente 10,000 K. Los metales ionizados proporcionan las líneas más llamativas en estrellas con temperaturas de 6000 a 7500 K (tipo espectral F). En las estrellas M más frías (por debajo de 3500 K), las bandas de absorción de óxido de titanio y otras moléculas son muy fuertes. Por cierto, la clase espectral asignada al Sol es G2. La secuencia de clases espectrales se resume en la Tabla\(\PageIndex{1}\).
| Clase Espectral | Color | Temperatura Aproximada (K) | Características principales | Ejemplos |
|---|---|---|---|---|
| O | Azul | > 30,000 | Líneas neutras e ionizadas de helio, líneas débiles de hidrógeno | 10 Lacertae |
| B | Azul-blanco | 10,000—30,000 | Líneas neutras de helio, líneas fuertes de hidrógeno | Rigel |
| A | Blanco | 7500—10,000 | Líneas de hidrógeno más fuertes, líneas de calcio ionizado débil, líneas de metal ionizado débil (por ejemplo, hierro, magnesio) | Sirio |
| F | Amarillo-blanco | 6000—7500 | Líneas fuertes de hidrógeno, líneas fuertes de calcio ionizado, líneas débiles de sodio, muchas líneas de metal ionizado | Canopus, Procyon |
| G | Amarillo | 5200—6000 | Líneas de hidrógeno más débiles, líneas de calcio ionizado fuertes, líneas de sodio fuertes, muchas líneas de metales ionizados y neutros | Sol, Capella |
| K | Naranja | 3700—5200 | Líneas de hidrógeno muy débiles, líneas de calcio ionizado fuertes, líneas de sodio fuertes, muchas líneas de metales neutros | Arcturus, Aldebarán |
| M | Rojo | 2400—3700 | Las líneas fuertes de metales neutros y las bandas moleculares de óxido de titanio dominan | Betelgeuse |
| L | Rojo | 1300—2400 | Líneas de hidruro metálico, líneas de metales alcalinos (por ejemplo, sodio, potasio, rubidio) | Teide |
| T | Magenta | 700—1300 | Líneas de metano | Gliese 229B |
| Y | Infrarrojos 1 | < 700 | Líneas de amoníaco | SABIO 1828+2650 |
Para ver cómo funciona la clasificación espectral, usemos Figura\(\PageIndex{2}\). Supongamos que tienes un espectro en el que las líneas de hidrógeno son aproximadamente la mitad de fuertes que las que se ven en una estrella A. Al mirar las líneas de nuestra figura, ves que la estrella podría ser una estrella B o una estrella G. Pero si el espectro también contiene líneas de helio, entonces es una estrella B, mientras que si contiene líneas de hierro ionizado y otros metales, debe ser una estrella G.
Si miras Figura\(\PageIndex{3}\), puedes ver que tú también podrías asignar una clase espectral a una estrella cuyo tipo aún no se conocía. Todo lo que tienes que hacer es hacer coincidir el patrón de líneas espectrales con una estrella estándar (como las que se muestran en la figura) cuyo tipo ya ha sido determinado.
Tanto los colores como las clases espectrales se pueden utilizar para estimar la temperatura de una estrella. Los espectros son más difíciles de medir porque la luz tiene que ser lo suficientemente brillante como para extenderse a todos los colores del arco iris, y los detectores deben ser lo suficientemente sensibles como para responder a longitudes de onda individuales. Para medir los colores, los detectores solo necesitan responder a las muchas longitudes de onda que pasan simultáneamente a través de los filtros coloreados que se han elegido, es decir, a toda la luz azul o a toda la luz amarillo-verde.
ANNIE CANNON: CLASIFICADOR DE LAS ESTRELLAS
Annie Jump Cannon nació en Delaware en 1863 (Figura\(\PageIndex{4}\)). En 1880, fue a Wellesley College, una de las nuevas razas de universidades estadounidenses que se abren para educar a las mujeres jóvenes. Wellesley, de sólo 5 años en ese momento, contaba con el segundo estudiante de laboratorio de física en el país y brindaba una excelente formación en ciencias básicas. Después de la universidad, Cannon pasó una década con sus padres pero estaba muy insatisfecha, anhelando hacer trabajo científico. Después de la muerte de su madre en 1893, regresó a Wellesley como asistente de enseñanza y también para tomar cursos en Radcliffe, la universidad de mujeres asociada a Harvard.
A finales del siglo XIX, el director del Observatorio de Harvard, Edward C. Pickering, necesitaba mucha ayuda con su ambicioso programa de clasificación de espectros estelares. La base de estos estudios fue una colección monumental de casi un millón de espectros fotográficos de estrellas, obtenidos de muchos años de observaciones realizadas en el Harvard College Observatory en Massachusetts así como en sus estaciones remotas de observación en Sudamérica y Sudáfrica. Pickering rápidamente descubrió que las mujeres jóvenes educadas podían ser contratadas como ayudantes por un tercio o una cuarta parte del salario pagado a los hombres, y a menudo soportaban condiciones de trabajo y tareas repetitivas que los hombres con la misma educación no tolerarían. Estas mujeres se hicieron conocidas como las Computadoras de Harvard. (Debemos enfatizar que los astrónomos no estuvieron solos en llegar a tales conclusiones sobre la idea relativamente nueva de mujeres educadas de clase alta que trabajan fuera del hogar: las mujeres fueron explotadas e infravaloradas en muchos campos. Este es un legado del que nuestra sociedad apenas comienza a emerger.)
Cannon fue contratado por Pickering como una de las “computadoras” para ayudar con la clasificación de espectros. Se volvió tan buena en ello que pudo examinar visualmente y determinar los tipos espectrales de varios cientos de estrellas por hora (dictando sus conclusiones a un asistente). Hizo muchos descubrimientos mientras investigaba las placas fotográficas de Harvard, entre ellas 300 estrellas variables (estrellas cuya luminosidad cambia periódicamente). Pero su legado principal es un maravilloso catálogo de tipos espectrales para cientos de miles de estrellas, que sirvieron de base para gran parte de la astronomía del siglo XX.
En 1911, un comité visitante de astrónomos informó que “ella es la única persona en el mundo que puede hacer este trabajo de manera rápida y precisa” e instó a Harvard a darle a Cannon un nombramiento oficial acorde con su habilidad y renombre. No hasta 1938, sin embargo, Harvard la nombró astrónoma en la universidad; entonces tenía 75 años.
Cannon recibió el primer título honorario que Oxford otorgó a una mujer, y se convirtió en la primera mujer en ser elegida oficial de la American Astronomical Society, la principal organización profesional de astrónomos en EU. Donó generosamente el dinero de uno de los principales premios que había ganado para fundar un premio especial para mujeres en astronomía, ahora conocido como el Premio Annie Jump Cannon. Fiel a la forma, continuó clasificando los espectros estelares casi hasta el final de su vida en 1941.
Clases espectrales L, T e Y
El esquema ideado por Cannon funcionó bien hasta 1988, cuando los astrónomos comenzaron a descubrir objetos incluso más fríos que las estrellas tipo M9. Usamos la palabra objeto porque muchos de los nuevos descubrimientos no son verdaderas estrellas. Una estrella se define como un objeto que durante alguna parte de su vida deriva el 100% de su energía del mismo proceso que hace brillar al Sol: la fusión de núcleos de hidrógeno (protones) en helio. Los objetos con masas inferiores a aproximadamente 7.5% de la masa de nuestro Sol (aproximadamente 0.075 M Sol) no se calientan lo suficiente como para que tenga lugar la fusión de hidrógeno. Incluso antes de que se encontrara la primera “estrella fallida” de este tipo, a esta clase de objetos, con masas intermedias entre estrellas y planetas, se le dio el nombre de enanas marrones.
Las enanas marrones son muy difíciles de observar porque son extremadamente débiles y frescas, y apagan la mayor parte de su luz en la parte infrarroja del espectro. Fue sólo después de la construcción de telescopios muy grandes, como los telescopios Keck en Hawai, y el desarrollo de detectores infrarrojos muy sensibles, que la búsqueda de enanas marrones tuvo éxito. La primera enana marrón fue descubierta en 1988, y, a partir del verano de 2015, hay más de 2200 enanas marrones conocidas.
Inicialmente, a las enanas marrones se les daban clases espectrales como M10 + o “mucho más frías que M9", pero ahora se sabe que es posible comenzar a asignar tipos espectrales. A las enanas marrones más calientes se les dan los tipos L0—L9 (temperaturas en el rango de 2400—1300 K), mientras que a los objetos aún más fríos (1300—700 K) se les dan los tipos T0—T9 (Figura\(\PageIndex{5}\)). En las enanas marrones clase L, las líneas de óxido de titanio, que son fuertes en estrellas M, han desaparecido. Esto se debe a que las enanas L son tan frías que los átomos y las moléculas pueden reunirse en partículas de polvo en sus atmósferas; el titanio está encerrado en los granos de polvo en lugar de estar disponible para formar moléculas de óxido de titanio. Están presentes líneas de vapor (vapor de agua caliente), junto con líneas de monóxido de carbono y sodio neutro, potasio, cesio y rubidio. Las líneas de metano (CH4) son fuertes en las enanas marrones de clase T, ya que el metano existe en la atmósfera de los planetas gigantes de nuestro propio sistema solar.
En 2009, los astrónomos descubrieron enanas marrones ultra-frías con temperaturas de 500—600 K. Estos objetos exhibieron líneas de absorción debido al amoníaco (NH3), que no se ven en las enanas T. Se creó una nueva clase espectral, Y, para estos objetos. A partir de 2015, se han descubierto más de dos docenas de enanas marrones pertenecientes a la clase espectral Y, algunas con temperaturas comparables a las del cuerpo humano (alrededor de 300 K).
La mayoría de las enanas marrones comienzan con temperaturas atmosféricas y espectros como los de las estrellas verdaderas con clases espectrales de M6.5 y posteriores, a pesar de que las enanas marrones no son lo suficientemente calientes y densas en sus interiores como para fusionar hidrógeno. De hecho, los espectros de las enanas marrones y las estrellas verdaderas son tan similares desde los tipos espectrales de finales de M a L que no es posible distinguir los dos tipos de objetos basándose únicamente en espectros. Se requiere una medida de masa independiente para determinar si un objeto específico es una enana marrón o una estrella de muy baja masa. Dado que las enanas marrones se enfrían constantemente a lo largo de su vida, el tipo espectral de una enana marrón determinada cambia con el tiempo durante mil millones de años o más desde los tipos espectrales M a L, T e Y tardíos.
Enanas marrones de baja masa vs. planetas de alta masa
Una propiedad interesante de las enanas marrones es que todas tienen aproximadamente el mismo radio que Júpiter, independientemente de sus masas. Sorprendentemente, esto cubre un rango de masas de aproximadamente 13 a 80 veces la masa de Júpiter (M J). Esto puede hacer muy difícil distinguir una enana marrón de baja masa de un planeta de gran masa.
Entonces, ¿cuál es la diferencia entre una enana marrón de baja masa y un planeta de gran masa? La Unión Astronómica Internacional considera que el rasgo distintivo es la fusión de deuterio. Aunque las enanas marrones no sostienen una fusión regular de hidrógeno (protón-protón), son capaces de fusionar deuterio (una forma rara de hidrógeno con un protón y un neutrón en su núcleo). La fusión de deuterio puede ocurrir a una temperatura menor que la fusión de hidrógeno. Si un objeto tiene suficiente masa para fundir deuterio (aproximadamente 13 M J o 0.012 M Sol), es una enana marrón. Los objetos con menos de 13 M J no fusionan deuterio y generalmente se consideran planetas.
Resumen
Las diferencias en los espectros de las estrellas se deben principalmente a diferencias de temperatura, no de composición. Los espectros de las estrellas se describen en términos de clases espectrales. En orden de disminución de la temperatura, estas clases espectrales son O, B, A, F, G, K, M, L, T e Y. Estas se dividen además en subclases numeradas del 0 al 9. Las clases L, T e Y se han agregado recientemente para describir objetos similares a estrellas recién descubiertos, principalmente enanas marrones, que son más fríos que M9. Nuestro Sol tiene tipo espectral G2.
Notas al pie
1 La absorción por los átomos de sodio y potasio hace que las enanas Y aparezcan un poco menos rojas que las enanas L.
Glosario
- enana marrón
- un objeto de tamaño intermedio entre un planeta y una estrella; el rango de masa aproximado es de aproximadamente 1/100 de la masa del Sol hasta el límite de masa inferior para reacciones nucleares autosostenibles, que es aproximadamente 0.075 la masa del Sol; las enanas marrones son capaces de fusión de deuterio, pero no fusión de hidrógeno
- clase espectral
- (o tipo espectral) la clasificación de las estrellas según sus temperaturas usando las características de sus espectros; los tipos son O, B, A, F, G, K y M con L, T e Y agregados recientemente para objetos similares a estrellas más fríos que la encuesta reciente ha revelado