17.4: Uso de espectros para medir el radio estelar, la composición y el movimiento
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Comprender cómo los astrónomos pueden aprender sobre el radio y la composición de una estrella estudiando su espectro
- Explicar cómo los astrónomos pueden medir el movimiento y la rotación de una estrella usando el efecto Doppler
- Describir el movimiento adecuado de una estrella y cómo se relaciona con la velocidad espacial de una estrella
Analizar el espectro de una estrella puede enseñarnos todo tipo de cosas además de su temperatura. Podemos medir su composición química detallada así como la presión en su atmósfera. De la presión, obtenemos pistas sobre su tamaño. También podemos medir su movimiento hacia o lejos de nosotros y estimar su rotación.
Púas sobre el tamaño de una estrella
Como veremos en The Stars: A Celestial Census, las estrellas vienen en una amplia variedad de tamaños. En algunos periodos de sus vidas, las estrellas pueden expandirse a enormes dimensiones. Las estrellas de tan exagerado tamaño se llaman gigantes. Por suerte para el astrónomo, los espectros estelares se pueden utilizar para distinguir a los gigantes de las estrellas corrientes (como nuestro Sol).
Supongamos que quieres determinar si una estrella es un gigante. Una estrella gigante tiene una fotosfera grande y extendida. Debido a que es tan grande, los átomos de una estrella gigante se extienden sobre un gran volumen, lo que significa que la densidad de partículas en la fotosfera de la estrella es baja. En consecuencia, la presión en la fotosfera de una estrella gigante también es baja. Esta baja presión afecta el espectro de dos maneras. Primero, una estrella con una fotosfera de menor presión muestra líneas espectrales más estrechas que una estrella de la misma temperatura con una fotosfera de mayor presión (Figura\(\PageIndex{1}\)). La diferencia es lo suficientemente grande como para que un estudio cuidadoso de los espectros pueda decir cuál de las dos estrellas a la misma temperatura tiene una presión más alta (y por lo tanto está más comprimida) y cuál tiene una presión menor (y por lo tanto debe extenderse). Este efecto se debe a las colisiones entre partículas en la fotoesfera de la estrella; más colisiones conducen a líneas espectrales más amplias. Las colisiones serán, por supuesto, más frecuentes en un entorno de mayor densidad. Piénsalo como tráfico: las colisiones son mucho más probables durante las horas pico, cuando la densidad de los autos es alta.
Segundo, se ionizan más átomos en una estrella gigante que en una estrella como el Sol con la misma temperatura. La ionización de los átomos en las capas externas de una estrella es causada principalmente por fotones, y la cantidad de energía transportada por los fotones está determinada por la temperatura. Pero cuánto tiempo permanecen ionizados los átomos depende en parte de la presión. Comparado con lo que sucede en el Sol (con su fotosfera relativamente densa), los átomos ionizados en la fotosfera de una estrella gigante tienen menos probabilidades de pasar lo suficientemente cerca de los electrones como para interactuar y combinarse con uno o más de ellos, volviéndose así neutrales nuevamente. Los átomos ionizados, como comentamos anteriormente, tienen espectros diferentes de los átomos que son neutros.
Abundancias de los Elementos
Las líneas de absorción de la mayoría de los elementos químicos conocidos se han identificado ahora en los espectros del Sol y las estrellas. Si vemos líneas de hierro en el espectro de una estrella, por ejemplo, entonces sabemos inmediatamente que la estrella debe contener hierro.
Tenga en cuenta que la ausencia de líneas espectrales de un elemento no significa necesariamente que el elemento en sí esté ausente. Como vimos, la temperatura y presión en la atmósfera de una estrella determinarán qué tipos de átomos son capaces de producir líneas de absorción. Sólo si las condiciones físicas en la fotosfera de una estrella son tales que las líneas de un elemento deberían (según cálculos) estar ahí podemos concluir que la ausencia de líneas espectrales observables implica una baja abundancia del elemento.
Supongamos que dos estrellas tienen temperaturas y presiones idénticas, pero las líneas de, digamos, sodio son más fuertes en una que en la otra. Las líneas más fuertes significan que hay más átomos en la fotosfera estelar absorbiendo la luz. Por lo tanto, sabemos de inmediato que la estrella con líneas de sodio más fuertes contiene más sodio. Se requieren cálculos complejos para determinar exactamente cuánto más, pero esos cálculos se pueden hacer para cualquier elemento observado en cualquier estrella con cualquier temperatura y presión.
Por supuesto, los libros de texto de astronomía como el nuestro siempre hacen que estas cosas suenen un poco más fáciles de lo que realmente son. Si miras los espectros estelares como los de la Figura\(17.3.3\) en la Sección 17.3, es posible que tenga alguna idea de lo difícil que es decodificar toda la información contenida en las miles de líneas de absorción. En primer lugar, se han necesitado muchos años de cuidadoso trabajo de laboratorio en la Tierra para determinar las longitudes de onda precisas a las que los gases calientes de cada elemento tienen sus líneas espectrales. Se han compilado libros largos y bases de datos informáticas para mostrar las líneas de cada elemento que se pueden ver a cada temperatura. Segundo, los espectros estelares suelen tener muchas líneas de una serie de elementos, y debemos tener cuidado para ordenarlos correctamente. A veces la naturaleza no ayuda, y las líneas de diferentes elementos tienen longitudes de onda idénticas, lo que aumenta la confusión. Y tercero, como vimos en el capítulo sobre Radiación y Espectros, el movimiento de la estrella puede cambiar la longitud de onda observada de cada una de las líneas. Entonces, las longitudes de onda observadas pueden no coincidir exactamente con las mediciones de laboratorio. En la práctica, analizar los espectros estelares es una tarea exigente, a veces frustrante, que requiere tanto entrenamiento como habilidad.
Estudios de espectros estelares han demostrado que el hidrógeno constituye aproximadamente tres cuartas partes de la masa de la mayoría de las estrellas. El helio es el segundo elemento más abundante, que constituye casi una cuarta parte de la masa de una estrella. En conjunto, el hidrógeno y el helio constituyen del 96 al 99% de la masa; en algunas estrellas, ascienden a más del 99.9%. Entre el 4% o menos de “elementos pesados”, el oxígeno, el carbono, el neón, el hierro, el nitrógeno, el silicio, el magnesio y el azufre se encuentran entre los más abundantes. Generalmente, pero no invariablemente, los elementos de menor peso atómico son más abundantes que los de mayor peso atómico.
Echa un vistazo cuidadoso a la lista de elementos del párrafo anterior. Dos de los más abundantes son hidrógeno y oxígeno (que componen el agua); agrega carbono y nitrógeno y estás empezando a escribir la receta para la química de un estudiante de astronomía. Estamos hechos de elementos que son comunes en el universo, simplemente mezclados en una forma mucho más sofisticada (y un ambiente mucho más fresco) que en una estrella.
Como mencionamos en la sección Los espectros de las estrellas (y enanas marrones), los astrónomos utilizan el término “metales” para referirse a todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. La fracción de la masa de una estrella que se compone de estos elementos se conoce como la metalicidad de la estrella. La metalicidad del Sol, por ejemplo, es de 0.02, ya que el 2% de la masa del Sol está compuesta por elementos más pesados que el helio.
El Apéndice K enumera qué tan común es cada elemento en el universo (en comparación con el hidrógeno); estas estimaciones se basan principalmente en la investigación del Sol, que es una estrella típica. Algunos elementos muy raros, sin embargo, no se han detectado en el Sol. Las estimaciones de las cantidades de estos elementos en el universo se basan en mediciones de laboratorio de su abundancia en meteoritos primitivos, los cuales se consideran representativos del material inalterado condensado de la nebulosa solar (ver el capítulo Muestras Cósmicas y el Origen del Sistema Solar).
Velocidad Radial
Cuando medimos el espectro de una estrella, determinamos la longitud de onda de cada una de sus líneas. Si la estrella no se mueve con respecto al Sol, entonces la longitud de onda correspondiente a cada elemento será la misma que las que medimos en un laboratorio aquí en la Tierra. Pero si las estrellas se están acercando o alejando de nosotros, debemos considerar el efecto Doppler. Deberíamos ver todas las líneas espectrales de las estrellas en movimiento desplazadas hacia el extremo rojo del espectro si la estrella se aleja de nosotros, o hacia el extremo azul (violeta) si se mueve hacia nosotros (Figura\(\PageIndex{2}\)). Cuanto mayor sea el cambio, más rápido se mueve la estrella. Dicho movimiento, a lo largo de la línea de visión entre la estrella y el observador, se denomina velocidad radial y generalmente se mide en kilómetros por segundo.
William Huggins, pionero una vez más, en 1868 realizó la primera determinación de la velocidad radial de una estrella. Observó el desplazamiento Doppler en una de las líneas de hidrógeno en el espectro de Sirio y encontró que esta estrella se mueve hacia el sistema solar. Hoy en día, la velocidad radial se puede medir para cualquier estrella lo suficientemente brillante como para que se observe su espectro. Como veremos en The Stars: A Celestial Census, las mediciones de la velocidad radial de las estrellas dobles son cruciales para derivar masas estelares.
Movimiento Apropiado
Hay otro tipo de estrellas en movimiento que pueden tener que no pueden ser detectadas con espectros estelares. A diferencia del movimiento radial, que está a lo largo de nuestra línea de visión (es decir, hacia o lejos de la Tierra), este movimiento, llamado movimiento apropiado, es transversal: es decir, a través de nuestra línea de visión. Lo vemos como un cambio en las posiciones relativas de las estrellas sobre la esfera celeste (Figura\(\PageIndex{3}\)). Estos cambios son muy lentos. Incluso la estrella con el mayor movimiento adecuado tarda 200 años en cambiar su posición en el cielo en una cantidad igual al ancho de la Luna Llena, y los movimientos de otras estrellas son aún más pequeños.
Por ello, a simple vista, no notamos ningún cambio en las posiciones de las estrellas brillantes durante el transcurso de una vida humana. Si pudiéramos vivir lo suficiente, sin embargo, los cambios serían obvios. Por ejemplo, dentro de unos 50 mil años, los observadores terrestres encontrarán el mango de la Osa Mayor inconfundiblemente más doblado de lo que está ahora (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Medimos el movimiento adecuado de una estrella en segundos de arco (1/3600 de un grado) por año. Es decir, la medición del movimiento adecuado nos dice sólo por cuánto ángulo ha cambiado una estrella su posición sobre la esfera celeste. Si dos estrellas a diferentes distancias se mueven a la misma velocidad perpendicular a nuestra línea de visión, la más cercana mostrará un mayor cambio en su posición sobre la esfera celeste en un año. Como analogía, imagina que estás parado al costado de una autopista. Los autos parecerán pasarte a tu lado. Si luego observa el tráfico desde un punto de vista a media milla de distancia, los autos se moverán mucho más lentamente a través de su campo de visión. Para convertir este movimiento angular en una velocidad, necesitamos saber qué tan lejos está la estrella.
Para conocer la verdadera velocidad espacial de una estrella, es decir, su velocidad total y la dirección en la que se mueve a través del espacio en relación con el Sol, debemos conocer su velocidad radial, movimiento propio y distancia (Figura\(\PageIndex{5}\)). La velocidad espacial de una estrella también puede, con el tiempo, hacer que su distancia del Sol cambie significativamente. A lo largo de varios cientos de miles de años, estos cambios pueden ser lo suficientemente grandes como para afectar los aparentes brillos de las estrellas cercanas. Hoy, Sirio, en la constelación Canis Major (el Perro Grande) es la estrella más brillante del cielo, pero hace 100 mil años, la estrella Canopus en la constelación Carina (la Quilla) era la más brillante. Dentro de poco más de 200 mil años, Sirio se habrá alejado y se habrá desvanecido un poco, y Vega, la estrella azul brillante de Lyra, se hará cargo de su lugar de honor como la estrella más brillante en los cielos de la Tierra.
Rotación
También podemos usar el efecto Doppler para medir qué tan rápido gira una estrella. Si un objeto está girando, entonces uno de sus lados se acerca a nosotros mientras el otro retrocede (a menos que su eje de rotación pase a estar apuntando exactamente hacia nosotros). Este es claramente el caso del Sol o de un planeta; podemos observar la luz ya sea desde el borde que se aproxima o retrocede de estos objetos cercanos y medir directamente los desplazamientos Doppler que surgen de la rotación.
Las estrellas, sin embargo, están tan lejos que todas aparecen como puntos no resueltos. Lo mejor que podemos hacer es analizar la luz de toda la estrella a la vez. Debido al efecto Doppler, las líneas en la luz que vienen del lado de la estrella que gira hacia nosotros se desplazan a longitudes de onda más cortas y las líneas en la luz desde el borde opuesto de la estrella se desplazan a longitudes de onda más largas. Se puede pensar en cada línea espectral que observamos como la suma o compuesta de líneas espectrales originadas de diferentes velocidades con respecto a nosotros. Cada punto de la estrella tiene su propio cambio Doppler, por lo que la línea de absorción que vemos de toda la estrella es en realidad mucho más ancha de lo que sería si la estrella no estuviera rotando. Si una estrella está rotando rápidamente, habrá una mayor dispersión de los desplazamientos Doppler y todas sus líneas espectrales deberían ser bastante amplias. De hecho, los astrónomos llaman a este efecto ensanchamiento de línea, y la cantidad de ensanchamiento puede decirnos la velocidad a la que gira la estrella (Figura\(\PageIndex{6}\)).
Las mediciones de los anchos de las líneas espectrales muestran que muchas estrellas rotan más rápido que el Sol, ¡algunas con periodos de menos de un día! Estos rotadores rápidos giran tan rápido que sus formas son “aplanadas” en lo que llamamos esferoides oblatos. Un ejemplo de ello es la estrella Vega, que gira una vez cada 12.5 horas. La rotación de Vega aplana tanto su forma que su diámetro en el ecuador es 23% más ancho que su diámetro en los polos (Figura\(\PageIndex{7}\)). El Sol, con su periodo de rotación de aproximadamente un mes, gira con bastante lentitud. Los estudios han demostrado que las estrellas disminuyen su velocidad de rotación a medida que envejecen. Las estrellas jóvenes rotan muy rápidamente, con periodos rotacionales de días o menos. Las estrellas muy antiguas pueden tener periodos de rotación de varios meses.
Como puedes ver, la espectroscopia es una técnica extremadamente poderosa que nos ayuda a aprender todo tipo de información sobre las estrellas que simplemente no pudimos recopilar de otra manera. Veremos en capítulos posteriores que estas mismas técnicas también nos pueden enseñar acerca de las galaxias, que son los objetos más distantes que podemos observar. Sin espectroscopia, no sabríamos casi nada sobre el universo más allá del sistema solar.
ASTRONOMÍA Y FILANTROPÍA
A lo largo de la historia de la astronomía, las contribuciones de los ricos mecenas de la ciencia han marcado una enorme diferencia en la construcción de nuevos instrumentos y la realización de proyectos de investigación a largo plazo. El proyecto de clasificación estelar de Edward Pickering, que iba a extenderse a lo largo de varias décadas, fue posible gracias a importantes donaciones de Anna Draper. Era la viuda de Henry Draper, médico que fue uno de los astrónomos aficionados más consumados del siglo XIX y la primera persona en fotografiar con éxito el espectro de una estrella. Anna Draper entregó varios cientos de miles de dólares al Observatorio de Harvard. Como resultado, la gran encuesta espectroscópica aún se conoce como el Henry Draper Memorial, y a muchas estrellas todavía se les hace referencia por sus números “HD” en ese catálogo (como HD 209458).
En la década de 1870, el excéntrico pianista y magnate inmobiliario James Lick (Figura\(\PageIndex{8}\)) decidió dejar parte de su fortuna para construir el telescopio más grande del mundo. Cuando, en 1887, se terminó el muelle para albergar el telescopio, el cuerpo de Lick quedó ensombrecido en él. Encima de la fundación se levantó un refractor de 36 pulgadas, que durante muchos años fue el principal instrumento en el Observatorio Lick cerca de San José.
El telescopio Lick siguió siendo el más grande del mundo hasta 1897, cuando George Ellery Hale persuadió al millonario ferroviario Charles Yerkes para que financiara la construcción de un telescopio de 40 pulgadas cerca de Chicago. Más recientemente, Howard Keck, cuya familia hizo fortuna en la industria petrolera, entregó 70 millones de dólares de la fundación de su familia al Instituto de Tecnología de California para ayudar a construir el telescopio más grande del mundo sobre el pico de 14,000 pies de Mauna Kea en Hawai (vea el capítulo sobre Instrumentos astronómicos para aprender más sobre estos telescopios). La Fundación Keck estaba tan satisfecha con lo que ahora se llama el telescopio Keck que dieron 74 millones de dólares más para construir Keck II, otro reflector de 10 metros en el mismo pico volcánico.
Ahora bien, si alguno de ustedes se convierte en millonario o multimillonario, y la astronomía ha despertado su interés, tenga en mente un instrumento o proyecto astronómico mientras planifica su patrimonio. Pero francamente, la filantropía privada no podría apoyar la empresa completa de la investigación científica en astronomía. Gran parte de nuestra exploración del universo es financiada por agencias federales como la National Science Foundation y la NASA en Estados Unidos, y por agencias gubernamentales similares en los demás países. De esta manera, todos nosotros, a través de una parte muy pequeña de nuestros dólares fiscales, somos filántropos para la astronomía.
Resumen
Los espectros de estrellas de la misma temperatura pero diferentes presiones atmosféricas tienen diferencias sutiles, por lo que los espectros pueden ser utilizados para determinar si una estrella tiene un radio grande y baja presión atmosférica (una estrella gigante) o un radio pequeño y alta presión atmosférica. Los espectros estelares también se pueden utilizar para determinar la composición química de las estrellas; el hidrógeno y el helio constituyen la mayor parte de la masa de todas las estrellas. Las mediciones de los desplazamientos de línea producidos por el efecto Doppler indican la velocidad radial de una estrella. El ensanchamiento de las líneas espectrales por el efecto Doppler es una medida de la velocidad de rotación. Una estrella también puede mostrar el movimiento adecuado, debido al componente de la velocidad espacial de una estrella a través de la línea de visión.
Glosario
- gigante
- una estrella de tamaño exagerado con una fotosfera grande y extendida
- movimiento adecuado
- el cambio angular por año en la dirección de una estrella visto desde el Sol
- velocidad radial
- movimiento hacia o lejos del observador; el componente de la velocidad relativa que se encuentra en la línea de visión
- velocidad espacial
- la velocidad total (tridimensional) y la dirección con la que un objeto se mueve a través del espacio en relación con el Sol