La espectroscopia astronómica es el estudio de la astronomía que utiliza las técnicas de la espectroscopia para medir el espectro de la radiación electromagnética , incluida la luz visible , ultravioleta , rayos X , infrarrojos y ondas de radio que irradian las estrellas y otros objetos celestes. Un espectro estelar puede revelar muchas propiedades de las estrellas, como su composición química, temperatura, densidad, masa, distancia y luminosidad. La espectroscopia puede mostrar la velocidad del movimiento hacia o desde el observador midiendo el desplazamiento Doppler . La espectroscopia también se utiliza para estudiar las propiedades físicas de muchos otros tipos de objetos celestes como planetas , nebulosas , galaxias y núcleos galácticos activos .
La espectroscopia astronómica se utiliza para medir tres bandas principales de radiación en el espectro electromagnético: luz visible , ondas de radio y rayos X. Si bien toda espectroscopía analiza bandas específicas del espectro, se requieren diferentes métodos para adquirir la señal según la frecuencia. El ozono (O 3 ) y el oxígeno molecular (O 2 ) absorben luz con longitudes de onda inferiores a 300 nm, lo que significa que la espectroscopia de rayos X y ultravioleta requiere el uso de un telescopio satelital o detectores montados en cohetes . [1] : 27 Las señales de radio tienen longitudes de onda mucho más largas que las señales ópticas y requieren el uso de antenas o antenas parabólicas . La luz infrarroja es absorbida por el agua atmosférica y el dióxido de carbono, por lo que, si bien el equipo es similar al utilizado en espectroscopia óptica, se requieren satélites para registrar gran parte del espectro infrarrojo. [2]
Los físicos han estado observando el espectro solar desde que Isaac Newton utilizó por primera vez un prisma simple para observar las propiedades refractivas de la luz. [3] A principios del siglo XIX, Joseph von Fraunhofer utilizó sus habilidades como vidriero para crear prismas muy puros, que le permitieron observar 574 líneas oscuras en un espectro aparentemente continuo. [4] Poco después de esto, combinó telescopio y prisma para observar el espectro de Venus , la Luna , Marte y varias estrellas como Betelgeuse ; su empresa continuó fabricando y vendiendo telescopios refractores de alta calidad basados en sus diseños originales hasta su cierre en 1884. [5] : 28–29
La resolución de un prisma está limitada por su tamaño; un prisma más grande proporcionará un espectro más detallado, pero el aumento de masa lo hace inadecuado para trabajos muy detallados. [6] Este problema se resolvió a principios del siglo XX con el desarrollo de rejillas de reflexión de alta calidad por parte de JS Plaskett en el Observatorio Dominion en Ottawa, Canadá. [5] : 11 La luz que incide sobre un espejo se reflejará en el mismo ángulo, sin embargo, una pequeña porción de la luz se refractará en un ángulo diferente; esto depende de los índices de refracción de los materiales y de la longitud de onda de la luz. [7] Al crear una rejilla "ardiente" que utiliza una gran cantidad de espejos paralelos, la pequeña porción de luz se puede enfocar y visualizar. Estos nuevos espectroscopios eran más detallados que un prisma, requerían menos luz y podían enfocarse en una región específica del espectro inclinando la rejilla. [6]
La limitación de una rejilla quemada es el ancho de los espejos, que sólo se pueden rectificar en una cantidad finita antes de que se pierda el enfoque; el máximo es de alrededor de 1000 líneas/mm. Para superar esta limitación se desarrollaron rejillas holográficas. Las rejillas holográficas de fase de volumen utilizan una fina película de gelatina dicromada sobre una superficie de vidrio, que posteriormente se expone a un patrón de ondas creado por un interferómetro . Este patrón de onda establece un patrón de reflexión similar a las rejillas quemadas pero utilizando difracción de Bragg , un proceso en el que el ángulo de reflexión depende de la disposición de los átomos en la gelatina. Las rejillas holográficas pueden tener hasta 6000 líneas/mm y pueden ser hasta dos veces más eficientes en la captación de luz que las rejillas quemadas. Debido a que están selladas entre dos láminas de vidrio, las rejillas holográficas son muy versátiles y pueden durar décadas antes de necesitar ser reemplazadas. [8]
La luz dispersada por la rejilla o el prisma en un espectrógrafo puede ser registrada por un detector. Históricamente, las placas fotográficas se utilizaban ampliamente para registrar espectros hasta que se desarrollaron los detectores electrónicos y, en la actualidad, los espectrógrafos ópticos emplean con mayor frecuencia dispositivos de carga acoplada (CCD). La escala de longitud de onda de un espectro se puede calibrar observando el espectro de líneas de emisión de longitud de onda conocida desde una lámpara de descarga de gas . La escala de flujo de un espectro se puede calibrar en función de la longitud de onda en comparación con la observación de una estrella estándar con correcciones para la absorción atmosférica de luz; esto se conoce como espectrofotometría . [9]
La radioastronomía se fundó con el trabajo de Karl Jansky a principios de la década de 1930, mientras trabajaba para los Laboratorios Bell . Construyó una antena de radio para observar posibles fuentes de interferencia en las transmisiones de radio transatlánticas. Una de las fuentes de ruido descubiertas no procedía de la Tierra, sino del centro de la Vía Láctea , en la constelación de Sagitario . [10] En 1942, JS Hey capturó la radiofrecuencia del Sol utilizando receptores de radar militares. [1] : 26 La espectroscopia de radio comenzó con el descubrimiento de la línea H I de 21 centímetros en 1951.
La radiointerferometría fue pionera en 1946, cuando Joseph Lade Pawsey , Ruby Payne-Scott y Lindsay McCready utilizaron una sola antena en lo alto de un acantilado para observar la radiación solar de 200 MHz. Dos rayos incidentes, uno directamente del sol y el otro reflejado desde la superficie del mar, generaron la interferencia necesaria. [11] El primer interferómetro multirreceptor fue construido el mismo año por Martin Ryle y Vonberg. [12] [13] En 1960, Ryle y Antony Hewish publicaron la técnica de síntesis de apertura para analizar datos de interferómetros. [14] El proceso de síntesis de apertura, que implica la autocorrelación y la transformación discreta de Fourier de la señal entrante, recupera la variación espacial y de frecuencia en el flujo. [15] El resultado es una imagen 3D cuyo tercer eje es la frecuencia. Por este trabajo, Ryle y Hewish recibieron conjuntamente el Premio Nobel de Física de 1974 . [dieciséis]
Newton usó un prisma para dividir la luz blanca en un espectro de color, y los prismas de alta calidad de Fraunhofer permitieron a los científicos ver líneas oscuras de origen desconocido. En la década de 1850, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen describieron el fenómeno detrás de estas líneas oscuras. Los objetos sólidos calientes producen luz con un espectro continuo , los gases calientes emiten luz en longitudes de onda específicas y los objetos sólidos calientes rodeados por gases más fríos muestran un espectro casi continuo con líneas oscuras correspondientes a las líneas de emisión de los gases. [5] : 42–44 [17] Comparando las líneas de absorción del Sol con los espectros de emisión de gases conocidos, se puede determinar la composición química de las estrellas.
Las principales líneas de Fraunhofer y los elementos con los que están asociadas aparecen en la siguiente tabla. Las designaciones de las primeras series de Balmer se muestran entre paréntesis.
No todos los elementos del Sol fueron identificados de inmediato. A continuación se enumeran dos ejemplos:
Hasta la fecha se han enumerado más de 20.000 líneas de absorción para el Sol entre 293,5 y 877,0 nm, pero sólo aproximadamente el 75% de estas líneas se han relacionado con la absorción elemental. [1] : 69
Analizando el ancho equivalente de cada línea espectral en un espectro de emisión, se pueden determinar tanto los elementos presentes en una estrella como sus abundancias relativas. [7] Usando esta información las estrellas se pueden clasificar en poblaciones estelares ; Las estrellas de Población I son las estrellas más jóvenes y tienen el mayor contenido de metales (el Sol es una estrella Pop I), mientras que las estrellas de Población III son las estrellas más antiguas con un contenido de metales muy bajo. [19] [20]
En 1860 Gustav Kirchhoff propuso la idea de un cuerpo negro , un material que emite radiación electromagnética en todas las longitudes de onda. [21] [22] En 1894, Wilhelm Wien derivó una expresión que relaciona la temperatura (T) de un cuerpo negro con su longitud de onda de emisión máxima (λ max ): [23]
b es una constante de proporcionalidad llamada constante de desplazamiento de Wien , igual a2,897 771 955 ... × 10 −3 metro⋅K . [24] Esta ecuación se llama Ley de Wien . Midiendo la longitud de onda máxima de una estrella, se puede determinar la temperatura de la superficie. [17] Por ejemplo, si la longitud de onda máxima de una estrella es 502 nm, la temperatura correspondiente será 5772 kelvin .
La luminosidad de una estrella es una medida de la energía electromagnética producida en un período de tiempo determinado. [25] La luminosidad (L) se puede relacionar con la temperatura (T) de una estrella mediante:
donde R es el radio de la estrella y σ es la constante de Stefan-Boltzmann , con un valor de5.670 374 419 ... × 10 −8 W⋅m −2 ⋅K −4 . [26] Por lo tanto, cuando se conocen tanto la luminosidad como la temperatura (mediante medición y cálculo directos), se puede determinar el radio de una estrella.
Los espectros de las galaxias son similares a los espectros estelares, ya que consisten en la luz combinada de miles de millones de estrellas.
Los estudios de desplazamiento Doppler de cúmulos de galaxias realizados por Fritz Zwicky en 1937 descubrieron que las galaxias de un cúmulo se movían mucho más rápido de lo que parecía posible a partir de la masa del cúmulo inferida de la luz visible. Zwicky planteó la hipótesis de que debía haber una gran cantidad de materia no luminosa en los cúmulos de galaxias, lo que pasó a ser conocido como materia oscura . [27] Desde su descubrimiento, los astrónomos han determinado que una gran porción de las galaxias (y la mayor parte del universo) está compuesta de materia oscura. En 2003, sin embargo, se descubrió que cuatro galaxias (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 y NGC 4697 ) tenían poca o ninguna materia oscura que influyera en el movimiento de las estrellas contenidas en ellas; Se desconoce el motivo de la falta de materia oscura. [28]
En la década de 1950, se descubrió que fuertes fuentes de radio estaban asociadas con objetos muy tenues y muy rojos. Cuando se tomó el primer espectro de uno de estos objetos, aparecieron líneas de absorción en longitudes de onda donde no se esperaba ninguna. Pronto se dio cuenta de que lo que se observaba era un espectro galáctico normal, pero con un gran corrimiento al rojo. [29] [30] Hong-Yee Chiu las denominó fuentes de radio cuasi estelares , o quásares , en 1964. [31] Actualmente se cree que los quásares son galaxias formadas en los primeros años de nuestro universo, con su extrema producción de energía. impulsado por agujeros negros supermasivos . [30]
Las propiedades de una galaxia también se pueden determinar analizando las estrellas que se encuentran en su interior. NGC 4550 , una galaxia en el Cúmulo de Virgo, tiene una gran parte de sus estrellas girando en dirección opuesta a la otra parte. Se cree que la galaxia es la combinación de dos galaxias más pequeñas que giraban en direcciones opuestas entre sí. [32] Las estrellas brillantes en las galaxias también pueden ayudar a determinar la distancia a una galaxia, lo que puede ser un método más preciso que el paralaje o las velas estándar . [33]
El medio interestelar es la materia que ocupa el espacio entre los sistemas estelares de una galaxia. El 99% de esta materia es gaseoso: hidrógeno , helio y cantidades más pequeñas de otros elementos ionizados como el oxígeno . El otro 1% son partículas de polvo, que se cree que son principalmente grafito , silicatos y hielo. [34] Las nubes de polvo y gas se denominan nebulosas .
Hay tres tipos principales de nebulosas: nebulosas de absorción , de reflexión y de emisión . Las nebulosas de absorción (u oscuras) están formadas por polvo y gas en cantidades tales que oscurecen la luz de las estrellas detrás de ellas, lo que dificulta la fotometría . Las nebulosas de reflexión, como su nombre indica, reflejan la luz de las estrellas cercanas. Sus espectros son los mismos que los de las estrellas que los rodean, aunque la luz es más azul; Las longitudes de onda más cortas se dispersan mejor que las longitudes de onda más largas. Las nebulosas de emisión emiten luz en longitudes de onda específicas según su composición química. [34]
En los primeros años de la espectroscopia astronómica, los científicos estaban desconcertados por el espectro de las nebulosas gaseosas. En 1864, William Huggins notó que muchas nebulosas mostraban sólo líneas de emisión en lugar de un espectro completo como las estrellas. A partir del trabajo de Kirchhoff, concluyó que las nebulosas deben contener "enormes masas de gas o vapor luminoso". [35] Sin embargo, hubo varias líneas de emisión que no pudieron vincularse a ningún elemento terrestre, las más brillantes entre ellas las líneas a 495,9 nm y 500,7 nm. [36] Estas líneas se atribuyeron a un nuevo elemento, el nebulio , hasta que Ira Bowen determinó en 1927 que las líneas de emisión eran de oxígeno altamente ionizado (O +2 ). [37] [38] Estas líneas de emisión no se podrían replicar en un laboratorio porque son líneas prohibidas ; la baja densidad de una nebulosa (un átomo por centímetro cúbico) [34] permite que los iones metaestables se desintegren mediante emisión de líneas prohibidas en lugar de colisiones con otros átomos. [36]
No todas las nebulosas de emisión se encuentran alrededor o cerca de estrellas donde el calentamiento solar provoca ionización. La mayoría de las nebulosas de emisión gaseosa están formadas por hidrógeno neutro. En el estado fundamental, el hidrógeno neutro tiene dos posibles estados de espín : el electrón tiene el mismo espín o el espín opuesto del protón . Cuando el átomo pasa entre estos dos estados, libera una línea de emisión o absorción de 21 cm. [34] Esta línea está dentro del alcance de la radio y permite mediciones muy precisas: [36]
Utilizando esta información, se ha determinado que la forma de la Vía Láctea es una galaxia espiral , aunque el número exacto y la posición de los brazos espirales son objeto de investigación en curso. [39]
El polvo y las moléculas en el medio interestelar no sólo oscurecen la fotometría, sino que también provocan líneas de absorción en la espectroscopia. Sus características espectrales se generan por transiciones de los electrones componentes entre diferentes niveles de energía, o por espectros rotacionales o vibratorios. La detección generalmente ocurre en porciones del espectro de radio, microondas o infrarrojos. [40] Las reacciones químicas que forman estas moléculas pueden ocurrir en nubes frías y difusas [41] o en regiones densas iluminadas con luz ultravioleta . [42] La mayoría de los compuestos conocidos en el espacio son orgánicos y van desde moléculas pequeñas, por ejemplo, acetileno C 2 H 2 y acetona (CH 3 ) 2 CO; [43] a clases enteras de moléculas grandes, por ejemplo, fullerenos [42] e hidrocarburos aromáticos policíclicos ; a sólidos , como grafito u otro material con hollín . [44]
Las estrellas y el gas interestelar están unidos por la gravedad para formar galaxias, y los grupos de galaxias pueden unirse por la gravedad en cúmulos de galaxias . [45] A excepción de las estrellas de la Vía Láctea y las galaxias del Grupo Local , casi todas las galaxias se están alejando de la Tierra debido a la expansión del universo . [18]
El movimiento de los objetos estelares se puede determinar observando su espectro. Debido al efecto Doppler , los objetos que se acercan a alguien se desplazan hacia el azul y los objetos que se alejan se desplazan hacia el rojo . La longitud de onda de la luz desplazada al rojo es más larga y parece más roja que la fuente. Por el contrario, la longitud de onda de la luz desplazada hacia el azul es más corta y parece más azul que la luz fuente:
donde es la longitud de onda emitida, es la velocidad del objeto y es la longitud de onda observada. Tenga en cuenta que v<0 corresponde a λ<λ 0 , una longitud de onda desplazada hacia el azul. Una línea de absorción o emisión desplazada al rojo aparecerá más hacia el extremo rojo del espectro que una línea estacionaria. En 1913, Vesto Slipher determinó que la galaxia de Andrómeda estaba desplazada hacia el azul, lo que significa que se estaba moviendo hacia la Vía Láctea. Registró los espectros de otras 20 galaxias (todas menos cuatro estaban desplazadas al rojo) y pudo calcular sus velocidades en relación con la Tierra. Edwin Hubble utilizaría más tarde esta información, así como sus propias observaciones, para definir la ley de Hubble : cuanto más lejos está una galaxia de la Tierra, más rápido se aleja. [18] [46] La ley de Hubble se puede generalizar a:
donde es la velocidad (o flujo de Hubble), es la constante de Hubble y es la distancia a la Tierra.
El corrimiento al rojo (z) se puede expresar mediante las siguientes ecuaciones: [47]
En estas ecuaciones, la frecuencia se denota por y la longitud de onda por . Cuanto mayor es el valor de z, más corrida al rojo está la luz y más lejos está el objeto de la Tierra. En enero de 2013, se encontró el mayor desplazamiento al rojo de una galaxia, z~12, utilizando el campo ultraprofundo del Hubble , correspondiente a una edad de más de 13 mil millones de años (el universo tiene aproximadamente 13,82 mil millones de años). [48] [49] [50]
El efecto Doppler y la ley de Hubble se pueden combinar para formar la ecuación , donde c es la velocidad de la luz.
Los objetos que están unidos gravitacionalmente girarán alrededor de un centro de masa común. Para los cuerpos estelares, este movimiento se conoce como velocidad peculiar y puede alterar el flujo de Hubble. Por tanto, es necesario añadir a la ley de Hubble un término adicional para el movimiento peculiar: [51]
Este movimiento puede causar confusión al observar un espectro solar o galáctico, porque el corrimiento al rojo esperado basado en la simple ley de Hubble quedará oscurecido por el movimiento peculiar. Por ejemplo, la forma y el tamaño del cúmulo de Virgo han sido objeto de gran escrutinio científico debido a las velocidades peculiares muy grandes de las galaxias en el cúmulo. [52]
Así como los planetas pueden estar unidos gravitacionalmente a las estrellas, los pares de estrellas pueden orbitar entre sí. Algunas estrellas binarias son binarias visuales, lo que significa que se pueden observar orbitando entre sí a través de un telescopio. Algunas estrellas binarias, sin embargo, están demasiado juntas para poder resolverlas . [53] Estas dos estrellas, cuando se ven a través de un espectrómetro, mostrarán un espectro compuesto: el espectro de cada estrella se sumará. Este espectro compuesto se vuelve más fácil de detectar cuando las estrellas son de luminosidad similar y de diferente clase espectral . [54]
Las binarias espectroscópicas también se pueden detectar debido a su velocidad radial ; A medida que orbitan entre sí, una estrella puede estar moviéndose hacia la Tierra mientras la otra se aleja, provocando un desplazamiento Doppler en el espectro compuesto. El plano orbital del sistema determina la magnitud del cambio observado: si el observador mira perpendicular al plano orbital, no se observará velocidad radial. [53] [54] Por ejemplo, una persona que mira un carrusel desde un lado verá a los animales moverse hacia y alejándose de él, mientras que si mira directamente desde arriba solo se moverá en el plano horizontal.
Los planetas , asteroides y cometas reflejan la luz de sus estrellas madre y emiten su propia luz. Para los objetos más fríos, incluidos los planetas y asteroides del Sistema Solar , la mayor parte de la emisión se produce en longitudes de onda infrarrojas que no podemos ver, pero que se miden habitualmente con espectrómetros . Para los objetos rodeados de gas, como los cometas y los planetas con atmósfera, se producen más emisiones y absorción en longitudes de onda específicas en el gas, imprimiendo el espectro del gas en el del objeto sólido. En el caso de mundos con atmósferas espesas o completa cobertura de nubes (como los gigantes gaseosos , Venus y el satélite Titán de Saturno ), el espectro se debe en gran parte o completamente a la atmósfera únicamente. [55]
La luz reflejada de un planeta contiene bandas de absorción debidas a los minerales de las rocas presentes en los cuerpos rocosos, o bien a los elementos y moléculas presentes en la atmósfera. Hasta la fecha se han descubierto más de 3.500 exoplanetas . Estos incluyen los llamados Júpiter calientes , así como planetas similares a la Tierra. Mediante espectroscopia se han descubierto compuestos como metales alcalinos, vapor de agua, monóxido de carbono, dióxido de carbono y metano. [56]
Los asteroides se pueden clasificar en tres tipos principales según su espectro. Las categorías originales fueron creadas por Clark R. Chapman, David Morrison y Ben Zellner en 1975, y ampliadas por David J. Tholen en 1984. En lo que ahora se conoce como clasificación de Tholen , los tipos C están hechos de material carbonoso. , Los tipos S se componen principalmente de silicatos y los tipos X son "metálicos". Existen otras clasificaciones para asteroides inusuales. Los asteroides de tipo C y S son los más comunes. En 2002, la clasificación de Tholen "evolucionó" aún más hasta convertirse en la clasificación SMASS , ampliando el número de categorías de 14 a 26 para dar cuenta de un análisis espectroscópico más preciso de los asteroides. [57] [58]
Los espectros de los cometas consisten en un espectro solar reflejado por las nubes de polvo que rodean al cometa, así como líneas de emisión de átomos y moléculas gaseosos excitados a la fluorescencia por la luz solar y/o reacciones químicas. Por ejemplo, la composición química del cometa ISON [59] se determinó mediante espectroscopia debido a las líneas prominentes de emisión de cianógeno (CN), así como a los átomos de dos y tres carbonos (C 2 y C 3 ). [60] Los cometas cercanos incluso pueden verse en rayos X cuando los iones del viento solar que vuelan hacia el coma se neutralizan. Por tanto, los espectros de rayos X del cometa reflejan el estado del viento solar más que el del cometa. [61]
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