¡Los astrónomos v - Universidad de los Andes

Fotografía del telescopio
espacial Hubble de la Nébula
del Cisne, situada a 5500 años
luz.
La luz de las estrellas cercanas
carga de energía a los átomos
de la nebulosa que emiten su
espectro.
Créditos: STScI
Benjamín Oostra
PROFESOR ASOCIADO
DEL DEPARTAMENTO DE FÍSICA
¡Los ast
esp
que utilizan para e
trónomos ven
pectros
pectros!
estudiar el cosmos
M
uchos científicos, entre ellos físicos,
químicos y astrónomos, están obsesionados por
los espectros. Pero para verlos no tienen que
visitar antiguas mansiones encantadas ni lúgubres ruinas. Más bien, deben conseguir luz.
Sobre todo los astrónomos, a pesar de su costumbre de trabajar de noche, siempre están deseosos
de captar más luz. Siempre quieren telescopios
de mayor diámetro, como grandes redes para atrapar
fotones; embudos para canalizar la luz hacia sus
instrumentos. Hay telescopios de diez metros de
diámetro capaces de concentrar en menos de un
milímetro cuadrado toda la luz que reciben de
una estrella.
Esa luz es una mezcla de colores, como lo
mostró Newton con su prisma. Pasando la luz a
través del prisma (u otro instrumento), la mezcla se disgrega, dando origen a una hermosa franja
de colores, que va del rojo hasta el violeta, pasando por el anaranjado, amarillo, verde y azul.
Pero los colores que componen la luz blanca no
son seis, ni siete, ni diez; en realidad forman
una gama continua. Se podrían distinguir muchos tonos de verde, variando del amarillo limón
hasta el aguamarina. Esta fascinante gama de
colores se llama espectro.
hipOtesis
Pero lo que tanto atrae a los científicos no
es, en primer lugar, la belleza estética de los
espectros luminosos, sino la información que
está codificada en ellos. Incluso después de
despojarlo de todo su colorido, después de con46 vertirlo en una larga lista de números, el espectro
sigue contando su historia. De hecho, para entender esa historia en el lenguaje científico que
hemos aprendido, no tenemos otra opción que
reducir el espectro.
En astronomía, los espectros cuentan histo rias muy variadas. Hablan de unas estrellas frías
y otras calientes, unas gigantes y otras enanas,
unas muy compactas y otras que más parecen
nubes. Hablan de parejas de estrellas que giran
en una danza lenta, dando una vuelta en cien
años, otras lo hacen en cien minutos. L as estrellas han sido catalogadas en más de cien clases
Figura 1
Descomposición de la luz por un prisma.
La luz se refracta dos veces, al entrar al vidrio
y al salir de él. En el prisma, a diferencia
del vidrio de una ventana, las caras no son
paralelas y la segunda refracción refuerza
la primera, de modo que la luz sale con una
desviación neta. Ésta es mayor para el azul
y menor para el rojo. Foto tomada de PHYSICS,
Tipler, p. 1048.
y subclases, según su estructura espectral. Los
espectros de nebulosas nos informan de sus
propiedades como de sus densidades. La antiquísima luz que nos llega de las galaxias lejanas
revela que éstas se alejan de nosotros a velocidades asombrosas. ¡El universo parece estallar!
Descomponiendo la luz en su espectro de co lores encontramos una rica mina de información,
una nueva ventana abierta al cosmos.
Nuestros ojos no pueden descomponer la luz
en sus colores primarios; pero nuestros oídos
sí lo saben hacer con el sonido. Al escuchar un
sonido no sólo oímos el tono, la intensidad y
la duración, sino también el timbre, que es el
espectro de las frecuencias presentes. Esta capacidad de nuestros oídos nos permite saber no
sólo cuál melodía estamos oyendo, sino también con qué instrumento está siendo interpretada,
porque cada instrumento musical tiene su timbre característico. También podemos apreciar
el unísono de varios instrumentos. ¿Cómo so naría una orquesta si no pudiéramos distinguir
dos tonos simultáneamente? Si nuestros oídos
solamente pudieran distinguir una frecuencia
promedio, no podríamos hablar de armonía, acordes
ni contrapunto.
Peor todavía, ¡no podríamos hablar en abso luto! Porque lo que caracteriza el sonido de cada
letra es el timbre: muchas frecuencias, cada una
con su propia intensidad, entretejidas en un
maravilloso patrón. Nuestros oídos no sólo detectan el ruido, sino saben reconocer todo el
patrón, distinguiendo letras y palabras. Más aún,
cuando alguien nos llama por teléfono, no sólo
entendemos el mensaje, sino incluso, de entre
docenas de conocidos, podemos saber quién nos
está hablando; o si no conocemos al interlocutor, a veces podemos adivinar su región o país
de procedencia, ¡y hasta su estado de ánimo!
Las rejillas tienen la ventaja de separar más
los colores. Pero como producen varios espectros (entre ellos el de “orden cero”, es decir,
luz que “pasa derecho” sin ser desviada), cada
uno de éstos no es muy luminoso. Los prismas
dan un espectro más angosto, pero más luminoso, porque dirigen toda la luz hacia un único
espectro.
Si tanta información puede estar escondida
en una combinación de frecuencias de sonidos,
podemos imaginar que también la luz tiene muchas
cosas ocultas en su espectro de colores. Pero
para descubrirlas necesitamos algún instrumento
que descomponga la luz.
Descomponiendo…
La manera más sencilla de descomponer la luz
es usando filtros de colores. Cualquier objeto
transparente de cualquier color puede servir; porque
deja pasar algunos colores y absorbe otros; este
método ha sido muy útil en toda clase de aplicaciones prácticas, por ejemplo, en los semáforos.
También las estrellas han sido estudiadas
comparando las fracciones de su luz que logran
pasar por filtros de diferentes colores; de ahí
resultan los índices de color que sirven para describir
y distinguir las estrellas según sus colores. El
color de una estrella tiene relación con su temperatura: estrellas más calientes se ven azules,
y las menos calientes se ven rojas.
Una rejilla de difracción es una lámina de vidrio, en la que han sido grabados muchísimos
surcos paralelos; entre cada surco y el siguiente hay aproximadamente un micrómetro, de manera
que una rejilla de cinco centímetros puede tener cincuenta mil surcos. La luz que pasa a través
de un surco interfiere con la de los surcos vecinos, haciendo que la luz no salga en todas las
direcciones, sino en sólo unas pocas, que dependen de la distancia entre surcos y de la longitud
de onda de la luz.
Luz de un bombillo vista a través
de una rejilla. Se observan los espectros
de orden cero, en el cual la luz pasa
derecho y no se descompone, y los espectros
de órdenes 1 con su descomposición
en colores.
http://www.phy.cmich.edu/phy_demo/optics/
optics-detail.htm
En astronomía, los
espectros cuentan
historias muy variadas.
Hablan de unas
estrellas frías y otras
calientes, unas
gigantes y otras
enanas, unas muy
compactas y otras que
más parecen nubes.
47
hipOtesis
Pero un filtro no nos muestra toda la gama
de colores contenida en un rayo de luz; la mayor parte de la información escapa a este método.
Un verdadero espectro se puede obtener mediante un prisma o una rejilla de difracción. Ambos
desvían la luz, y la desviación depende del co lor : el prisma desvía más el azul (porque para
ese color el índice de refracción del vidrio es
mayor), mientras que la rejilla desvía más el rojo
(porque la luz roja tiene mayor longitud de onda).
Figura 2
Instrumentos
El instrumento que permite ver el espectro se
llama espectroscopio. Pero en astronomía es inútil
tratar de analizar visualmente los espectros. Por
eso, desde hace más de un siglo se está aprovechando la ventaja de grabar en algún medio fotográfico
lo que se observa; así se puede medir el patrón
con más cuidado, con más tiempo, y con instrumental más adecuado; y se puede compartir la
obser vación para que otros a su vez la analicen.
Un espectroscopio dotado de cámara fotográfica
se llama espectrógrafo.
telescopio de gran diámetro, que recoja toda
la luz posible y la concentre en la ranura del
espectrógrafo.
Aquí también cobra importancia otra gran ventaja
de la fotografía: la capacidad de las placas fo tográficas (químicas o electrónicas) de almacenar
luz durante varios minutos o incluso horas. L a
retina en nuestros ojos sólo almacena luz durante una fracción de segundo, y luego hace borrón
y cuenta nueva. Por eso, con cualquier cámara
fotográfica que permita exposiciones prolongadas,
se puede captar más estrellas de las que se ven
a simple vista. Y los espectros de fuentes poco
luminosas, que para el ojo serían invisibles, pueden quedar muy bien grabados
en dispositivos fotográficos.
E n tra da
C o lim a do r
D isp e n sad o r
Para entrar al espectrógrafo,
la luz tiene que pasar por una ranura muy angosta. Los rayos divergen desde la ranura hasta que
llegan a una lente que los pone a todos paralelos.
En seguida pasan por un prisma o una rejilla, de
donde los rayos de cada color salen en una dirección diferente. Una segunda lente concentra a todos
C á m ara
los rayos de cada color en una línea angosta, que
no es otra cosa sino una imagen proyectada de la
ranura de entrada. Así se proyecta una línea por
cada color; el conjunto de líneas es el espectro.
Puede ser observado a través de una lupa, en cuyo
.ECKH=!
caso el instrumento se llama espectroscopio; o puede
Esquema
ser proyectado sobre una placa fotográfica, hablándose
de un espectrógrafo
de espectrógrafo.
hipOtesis
Cuando dos colores son muy parecidos (como
ocurre con las dos componentes de la línea amarilla
del sodio), las dos líneas correspondientes estarán muy juntas; por eso, la ranura de entrada
debe ser angosta, para que las líneas sean también angostas, y no se superpongan. Pero si la
luz viene de un bombillo tradicional, incandescente, la gama de colores es continua: por más
angosta que sea la ranura, el espectro es una
"& banda continua que pasa de un color a otro sin
interrupción.
Se entiende que, al proyectar luz desde afuera
sobre esa ranura angosta, no toda la luz entra
al instrumento. Después, las rejillas dispersan
gran parte de la luz en direcciones no deseadas; y, finalmente, la poca luz que queda es
esparcida sobre un espectro ancho, lo más ancho posible... Por eso, para que el espectro tenga
suficiente luminosidad, hay que comenzar con
mucha luz en la entrada. Lo cual explica por qué
somos tan ávidos de más y más fotones. Para
hacer espectrografía de estrellas, se necesita un
de prisma.
Tipos de espectros
Según la forma de sus espectros, las fuentes
de luz se pueden agrupar en varias categorías:
los bombillos incandescentes emiten un espectro continuo, que contiene todos los colores.
Los tubos fluorescentes, los de neón, los bombillos
ahorradores, etcétera, emiten unos pocos co lores discretos, es decir, un espectro de algunas
líneas brillantes sobre un fondo oscuro.
Cada gas (mercurio, neón, argón...) produce
su patrón de líneas propio y característico; porque
los átomos de cada elemento químico tienen un
conjunto bien definido de posibles niveles de
energía, que dependen del número de protones
y electrones presentes. Átomos neutros (con igual
Figura 4
Espectro simultáneo de muchas
estrellas, útil para una
clasificación rápida. Un espectro
como éste no se toma con un
espectrógrafo, sino con la cámara
directamente a través del
telescopio, habiéndose puesto
encima de éste un prisma para
descomponer la luz. Así, cada
estrella se convierte en su propio
espectro. Moviendo lentamente el
telescopio en dirección
perpendicular a los espectros, se
logra que éstos tengan una
anchura apreciable. Foto tomada
de STARS de James Kaler.
número de electrones que de protones) tienen
ciertos niveles permitidos, y átomos ionizados
(despojados de uno o más electrones) tienen niveles
diferentes, aunque sean del mismo elemento.
Un sólido es más complejo, porque juegan
un papel importante las interacciones entre átomos
vecinos. Ello hace que cualquier energía sea posible
y se emitan fotones de todos los colores. El espectro
producido no es de líneas discretas sino continuo, independiente de la composición química
del sólido. El espectro ya no revela la identidad de los átomos. Pero ahora muestra algo
diferente: la temperatura del material.
El caso del Sol es la diferencia de los dos tipos anteriores: el Sol produce un espectro continuo; 49
su superficie no es sólida, pero sí suficientemente densa para que sea importante la interacción
entre átomos vecinos. Pero superpuestas a este
espectro continuo se encuentran muchas líneas
oscuras. Esas líneas corresponden a colores
absorbidos por átomos de diversos elementos
presentes en la atmósfera solar. Aquí la excitación de los átomos es producida por fotones
del continuo que tienen justamente la energía
adecuada; no se trata de una coincidencia, sino
que en el espectro continuo están presentes todas
las energías, y cada átomo absorbe la que coincida con alguna de las diferencias entre sus niveles
hipOtesis
En los tubos fluorescentes, los átomos de
mercurio absorben energía de los electrones de
la corriente eléctrica que atraviesa el tubo. Se
dice que los átomos quedan excitados. Después
de algún tiempo, vuelven a un estado de menor
energía, emitiendo un poquito de luz (fotón) que
se lleva el exceso de energía. La cantidad de energía
que lleva el fotón determina su longitud de onda,
es decir, su color. El mercurio emite varios co lores (violeta, verde, dos amarillos muy parecidos,
etc.) correspondientes a las diferencias entre los
niveles de energía posibles en los átomos de
ese elemento. Nuestros ojos mezclan esos po cos colores, dándonos una sensación de luz blanca.
En cambio, el neón emite muchas líneas rojas y
anaranjadas, que combinadas dan el característico
color rojo.
Objetos muy calientes (estrellas azules) pro ducen un espectro continuo con mayor intensidad
en el lado azul, mientras que objetos relativamente fríos (como una estufa eléctrica) emiten
más luz roja. El Sol, con sus 5.500°C, tiene su
máximo en el centro de nuestro espectro visible, y objetos a 100°C o 200°C (como una plancha)
emiten toda su radiación en el infrarrojo. Un
bombillo incandescente emite algo de luz visible, en todos los colores, pero más en el rojo
(la combinación se ve como blanco amarillento); pero la mayor parte de su luz es infrarroja,
para nosotros invisible, de modo que toda esa
energía es desperdiciada. De ahí el creciente auge
de los bombillos ahorradores, que emiten espectros de líneas.
permitidos. La desexcitación ocurre por la misma vía: por emisión de un fotón del mismo color
del que fue absorbido; pero ese segundo fotón
probablemente no vendrá directo hacia nosotros,
de manera que obser vamos una pérdida neta en
ese color. Es así cómo cada elemento presente
marca su huella en el espectro del Sol, en forma
de líneas oscuras. De ahí podemos deducir que
el Sol contiene hidrógeno, hierro, calcio, sodio...
Qué se aprende de
los espectros
hipOtesis
Resumiendo, los espectros continuos nos informan la temperatura de la fuente. Y los espectros
50 de líneas nos cuentan la composición química.
La maravilla del espectro solar es que nos dice
ambas cosas; lo mismo sucede con todas las
estrellas.
Te m p e ra t u ra s d e e s t r e l l a s
Los espectros de las estrellas son muy variados. No es que la composición química varíe tanto;
aunque hay estrellas ricas en metales, y otras
con muy poco metal, los espectros difieren,
principalmente, por las diferencias en temperatura: estrellas de unos 5.000°C muestran,
principalmente, líneas de metales; estrellas de
Figura 5
Diferentes tipos de espectros. Un bombillo incandescente,
o la superficie de una estrella, produce un espectro
continuo. Cuando la luz atraviesa una nube de gas, ésta
absorbe los colores típicos de ese elemento, produciéndose
líneas oscuras en el espectro, denominadas líneas de
absorción. El gas puede volver a emitir (en otra dirección)
la luz absorbida, dando origen a un espectro de líneas
de emisión. Foto tomada de UNIVERSE, p. 115.
10.000°C muestran casi sólo hidrógeno, mientras que las de 30.000°C resaltan el helio; aunque
las composiciones pueden ser muy parecidas.
Para entender este fenómeno consideremos,
por ejemplo, el hidrógeno: las líneas de luz visible (la llamada Serie de Balmer) se deben a
transiciones entre el segundo nivel de energía
y niveles superiores. Por eso, para que un áto mo de hidrógeno pueda absorber un fotón de
luz visible, debe tener su electrón en el segundo nivel. Esto es común en un gas de hidrógeno
a 10.000°C. Si el gas está mucho más frío, tendrá la mayoría de sus átomos en el nivel mínimo
de energía; y si está mucho más caliente, los
átomos estarán preferiblemente en el tercer nivel
o en otro más alto, de modo que no pueden
absorber luz visible.
Cada elemento
presente marca
su huella en el
espectro del Sol
en forma de
líneas oscuras.
Figura 7
Espectros de estrellas típicas de
diversas temperaturas. En la parte
superior están los de las estrellas
más calientes (clase espectral O y B);
en la parte inferior, las más frías
(clase M y K). Se observa que las
líneas del hidrógeno (Ha, Hb, Hg,
etc.) son más notables en estrellas
de clase A y B. El Sol es de clase G.
Los números romanos que acompañan a los símbolos de los elementos
indican su grado de ionización; así,
NaI representa átomos no ionizados
de sodio, FeII, átomos de hierro que
han perdido un electrón. Foto
tomada de UNIVERSE, p. 469.
Figura 6
Espectro solar visible, un espectro continuo con líneas
de absorción. Interprétese como una larga franja angosta
y continua, recortada en más de 60 pedazos que luego
fueron pegados para que cupieran en el rectángulo que
se muestra.
Créditos: National Optical Astronomy Observatory/
Association of Universities for Research in Astronomy/
National Science Foundation. http://www.noao.edu/
image_gallery/html/im0600.html
51
hipOtesis
Tem p eratu ra su p erficial (K )
B0
Esto significa que el espectro sir ve como termómetro, no sólo por la distribución de energía
en el espectro continuo, sino también, y con
mayor precisión, por las intensidades relativas
de las líneas. Sabiendo la temperatura (superficial) de una estrella y su luminosidad, se puede
estimar su tamaño, dado que la luminosidad
depende básicamente del tamaño y la temperatura. Así se encuentran estrellas gigantes y estrellas
enanas. Lo normal es que las gigantes sean más
calientes (azules) y las enanas más frías (rojas);
pero hay excepciones: gigantes rojas y enanas
blancas o azules.
A0
F0
G0
K0
M0
0 .8 2
1 .4 1
Índ ice d e colo r
Inte n sid a d d e la líne a
– 0.29
0 .0 0
0 .3 1
0 .5 9
H I
C a II
He I
H e II
M g II
S i IV
S i III
F e II
TiO
3 0,00 0
9 40 0
7 00 0
5 90 0
5 20 0
C lase esp ectral
.ECKH=&
Comparación de las líneas de varios elementos en estrellas
de diversas temperaturas. A la izquierda están las estrellas
más calientes, donde predominan las líneas del Helio; en
estrellas menos calientes dominan las líneas del Hidrógeno; y a la derecha, en las estrellas más frías, se notan más
las líneas de metales como hierro y calcio. La clase
espectral y el índice de color son dos sistemas comúnmente utilizados para clasificar las estrellas según su
temperatura.
Foto tomada de UNIVERSE, p. 470.
Tem pe ratura superfic ial (K)
A0
G0
K0
ρCas
II C yg 12
Ia-O
Deneb
εAur
–5
θOri C
S
ID
αPer
22 And
αAqr
εPeg
II
VI
Merope
W
RR Lyr
Vega
Sirius
Mv
Capella
δSct
βPic
β And
LPV
T Tau
ηΒoo
IV
Procyon A
3
π Ori
5
ST R
IP
Su
wa
rf s
εEri
70 Oph
εInd
µCas
A B IL
ITY
βCom
bd
αCen
SU N
.ECKH='
61 Cyg
IN S T
hipOtesis
10
III
β UMi
Pollux
δBoo
Altair
γ Vir A ,B
#
αUM a
Areturus
βCas
Formalhaut
Mira
Aldebaran
βCar
Regulus
λVel
θLyr
R
ηUM a
Ib
δCep
Polaris RV Tau
ζOph
v
Ia
Antares
PH
Sk 69º202
R C Br
ηLeo
Canopus
βCM a
CE
ζPup
Lum inosidad
µCep
Betelgeuse
Rigel
HD 93129 A
M8
RW Cep
HR 8752
0
M0
ηCas B
BD –20º4123
D
HZ 21
GD 358
Sirius B
W olf 630 A, B
BD +19º5116 A
40 Eri B
EG 159
V
ZZ Cet
Procyon B
Krüger 60
G140–2
Barnard’s
L1159–16
BD +19º5116 B
W olf 28
G134–22
15
Proxima
L P 658 2
L P 701 –29
UV Cet
VB 8
VB 10
O5 B0
A0
F0
G0
Tip o espectral
K0
M agnitud absoluta
–10
F0
M0
M8
W X UM a
W olf 359
3 90 0
S e cu e n cia p rin cip a l d e te m pe ra tura (g ra d os K elvin)
L a gráfica de las temperaturas de las estrellas contra sus luminosidades es el famoso diagrama
de Hertzsprung y Russell, esquema muy útil para
clasificar las estrellas, estudiar su evolución, y
hasta medir distancias y edades de aglomerados de estrellas.
O5 B0
Ca I
Fe I
S i II
Diagrama de Hertzsprung y Russell, en el cual
se grafican las luminosidades de muchas estrellas
contra su clase espectral, que equivale a sus
temperaturas de mayor a menor. La distribución
no resulta aleatoria, sino que las estrellas
se aglomeran en unos pocos grupos compactos.
La curva diagonal roja que atraviesa casi todo
el cuadro contiene las estrellas más corrientes,
como el Sol que se encuentra en el centro; abajo,
a la izquierda, se encuentran las enanas blancas,
y arriba, a la derecha, las gigantes rojas.
Foto tomada de ... Hay una parecida
en UNIVERSE, p. 475.
Campos magnéticos
Ve l o c i d a d e s
Algunas estrellas muestran líneas espectrales
dobles o triples que normalmente son sencillas.
Esto se debe al efecto Zeeman: la estrella po see un fuerte campo magnético, que es el causante
del desdoblamiento de las líneas. ¿Cómo lo hace?
Otro fenómeno curioso es que los espectros
de las estrellas suelen mostrar el patrón característico de un elemento conocido, pero no en
su lugar normal del espectro, sino corrido; a
veces hacia el extremo rojo, a veces hacia el extremo
violeta. Esto se interpreta como un efecto Doppler:
obser vamos una frecuencia diferente, debido al
alejamiento o acercamiento mutuo entre la estrella y el observador. La magnitud del corrimiento
es proporcional a la velocidad.
Un electrón en órbita alrededor de un núcleo
atómico guarda cierta semejanza con un imán;
se parece a la corriente eléctrica que circula por
el embobinado de un electroimán. ¿Cómo se
comporta un imán en un campo magnético externo? Siempre trata de alinearse con el campo
(como una brújula), porque así su energía po tencial es mínima. Cuando se encuentra orientado
en dirección opuesta al campo externo, tiene
más energía potencial. Análogamente podemos
entender que un electrón tiene menos o más
energía, según como esté orientada su órbita.
Esto conlleva que, al pasar a otra órbita, la diferencia de energías puede tener varios valores;
el átomo puede emitir luz de varias frecuencias,
varias líneas espectrales. Cuando no hay campo magnético, las líneas se fusionan en una sola.
Este efecto permite medir el campo magnético
en la cercanía de una estrella. En el Sol el campo magnético global es débil, pero cerca de las
manchas solares se detecta un campo intenso.
Por ejemplo, la hermosa estrella Vega, con
su color blanco azulado, muestra las líneas de
la serie de Balmer del hidrógeno; pero no con,
exactamente, las mismas longitudes de onda que
se obser van en el laboratorio, sino un poco
menores. Muy poco, realmente, la diferencia es
de una parte en veinte mil. Pero de ese pequeño corrimiento se puede concluir que la estrella
se acerca a nosotros, y que su velocidad es la
de la luz, dividida por veinte mil: unos 15 kilómetros por segundo.
Hay estrellas que se acercan a nosotros a cien
kilómetros por segundo; otras se alejan a velo cidades parecidas. El movimiento de la Tierra
53
El efecto Zeeman se refiere al desdoblamiento de líneas
espectrales cuando son producidas en un campo
magnético. La primera fotografía muestra una región
del Sol donde hay varias manchas solares, producidas
por fuertes campos magnéticos. La línea vertical indica
la posición de la ranura del espectrógrafo. La segunda
imagen muestra una parte del espectro de esa región
del Sol, en el cual se observa una línea espectral triplicada.
Foto tomada de UNIVERSE, p. 432.
en su órbita alrededor del Sol, con una
velocidad de 30 km/s, hace que los espectros
de las estrellas oscilen anualmente. Analizando espectros de galaxias lejanas, Edwin
Hubble descubrió que estos objetos se alejan
de nosotros sistemáticamente; entre más
lejos están, más rápidamente se alejan. Esta
obser vación condujo a la teoría de la expansión del universo.
hipOtesis
Figura 10
Líneas divididas por el efecto Doppler
En los Andes
En la Universidad de los Andes llevamos diez años
a la caza de los espectros astronómicos. También
hemos trabajado algo en astrometría, la disciplina
de medir cuidadosamente las posiciones de planetas y estrellas, de donde se puede deducir la órbita
de un planeta, o el movimiento propio de las estrellas, o el movimiento orbital de estrellas binarias.
Pero para estas prácticas, el inconveniente es que
la atmósfera local es muy turbulenta, y no se pueden hacer mediciones muy precisas. Y hacer
experimentos fotométricos (medir la intensidad de
la luz de una estrella) es aún más difícil, por la luz
de la ciudad y la muy cambiante nubosidad.
En cambio, la espectrografía es menos afectada
por las condiciones atmosféricas. Ella está limitada
más que todo por las características de los instrumentos utilizados; y, a diferencia de la atmósfera,
sobre los instrumentos podemos trabajar para mejorarlos.
La primera mejora fue la construcción de las instalaciones actuales del Obser vatorio Astronómico,
en el año 2000. Otra fue la adquisición del telesco pio que usamos actualmente: con 40 cm de diámetro,
y deriva automática. Una tercera mejora fue la construcción de un nuevo espectrógrafo, por Juan Carlos
Barrero, como trabajo de grado de su carrera de Física en 2002. Este instrumento no usa cámara fotográfica
convencional, sino electrónica.
Vanessa Garrido, también estudiante de Física, hizo
en 2003 su trabajo de grado sobre el espectro de la
Líneas espectrales unificadas
Figura 11
Una estrella binaria espectroscópica es una pareja
de estrellas que están tan cercanas entre sí que no se
puede ver que sean dos; esto se sabe sólo por el espectro.
Aquí vemos dos espectros del sistema binario k de Aries:
el espectro inferior fue tomado cuando una de las dos
estrellas se movía hacia un lado y la otra hacia el otro lado,
perpendicular a nuestra línea visual; las líneas espectrales
están en su sitio. El espectro superior muestra líneas dobles,
porque una se aleja (corriendo las líneas de su espectro
hacia el rojo) y la otra se acerca (con corrimiento hacia
el azul). Foto tomada de UNIVERSE, p. 483.
estrella binaria Algol, en la que obser vó
corrimientos espectrales periódicos debidos al movimiento orbital.
De las estrellas más brillantes hemos podido
medir el perfil de la línea roja del hidrógeno, y obser vamos diferencias en el ancho
de esta línea: Sirio (más caliente que el Sol)
la tiene muy ancha, mientras que Betelgeuse
(más fría que el Sol) la tiene angosta. En
Aldebarán observamos una línea de emisión
en medio de la línea de absorción. También
tomamos un espectro de Saturno, en el cual
se ve claramente el corrimiento espectral
debido a la velocidad orbital del anillo.
54
hipOtesis
Figura 12
Espectrógrafo usado en el
Observatorio Astronómico de
la Universidad de los Andes.
Se ve el instrumento
acoplado al telescopio de 40
centímetros.
Queremos seguir avanzando por esta ruta. Con
el espectrógrafo actual podemos seguir estudiando
las estrellas más brillantes, el espectro solar y,
por qué no, el de Marte. Para estrellas menos
brillantes queremos construir otro instrumento más luminoso. Con éste podremos hacer un
mejor estudio de estrellas binarias
espectroscópicas, estrellas que sólo sabemos son
binarias debido a su espectro. Todavía falta mucho
para que lleguemos al límite de las posibilidades del obser vatorio actual, y los espectros de
las estrellas todavía tienen mucho qué enseñarnos,
y muchas sorpresas interesantes.
Referencias
[1]
Kaler, James B. Stars. Scientific American Library, 1992.
[2]
Kaufmann,William J. III y Freedman, Roger A. W. Universe. H. Freeman and
Company, 1999.
[3]
Kitchin, Christopher R. Optical astronomical spectroscopy, Institute of Physics
Publishing, 1995.
[4]
National Optical Astronomy Observatory. <http://www.noao.edu/>
[5]
Physics Department at Central Michigan University. “Optics Demonstrations”.
September 23, 2003. <http://www.phy.cmich.edu/phy_demo/optics/opticsdetail.htm#top>
[6]
Space.com 1999-2003. <http://space.com>
55
Benjamín Oostra
Estudió Física en la Universidad de los Andes entre 1980 y 1986; M.
Sc. en Física de la misma institución en 2003 . Su motivación para
esta carrera, fue su fascinación por los espectros luminosos. Desde
1987 se desempeña como profesor de Física, y desde 1989 enseña
también Astronomía. Después de trabajar varios años en un observatorio provisional, desde 1999 ha estado encargado de la
construcción y organización del actual Observatorio Astronómico
de la Universidad.
hipOtesis
R e s e ñ a d e l au t o r