La espectroscopia astronómica es el estudio de la astronomía que utiliza las técnicas de la espectroscopia para medir el espectro de la radiación electromagnética , incluyendo 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 la espectroscopia 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 platos de radio . 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 la 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 fabricante de vidrio para crear prismas muy puros, lo que le permitió 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 compañía 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 JS Plaskett en el Observatorio Dominion en Ottawa, Canadá. [5] : 11 La luz que incide en 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 la longitud de onda de la luz. [7] Al crear una rejilla "en forma de llama" 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 se podían enfocar en una región específica del espectro inclinando la rejilla. [6]
La limitación de una rejilla de luz es el ancho de los espejos, que solo se pueden pulir una cantidad finita antes de que se pierda el foco; 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 película delgada de gelatina dicromatada sobre una superficie de vidrio, que posteriormente se expone a un patrón de ondas creado por un interferómetro . Este patrón de ondas establece un patrón de reflexión similar a las rejillas de luz pero utilizando la 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 el doble de eficientes en la recolección de luz que las rejillas de luz. Debido a que están selladas entre dos láminas de vidrio, las rejillas holográficas son muy versátiles y pueden durar décadas antes de necesitar reemplazo. [8]
La luz dispersada por la rejilla o el prisma en un espectrógrafo puede ser registrada por un detector. Históricamente, las placas fotográficas se usaban ampliamente para registrar espectros hasta que se desarrollaron los detectores electrónicos, y hoy en día los espectrógrafos ópticos emplean con mayor frecuencia dispositivos acoplados a carga (CCD). La escala de longitud de onda de un espectro puede calibrarse observando el espectro de líneas de emisión de longitud de onda conocida de una lámpara de descarga de gas . La escala de flujo de un espectro puede calibrarse como una función de la longitud de onda por comparación con una 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 Bell Labs . Construyó una antena de radio para observar posibles fuentes de interferencia para las transmisiones de radio transatlánticas. Una de las fuentes de ruido descubiertas no provenía de la Tierra, sino del centro de la Vía Láctea , en la constelación de Sagitario . [10] En 1942, J. S. Hey captó la frecuencia de radio 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 iniciada en 1946, cuando Joseph Lade Pawsey , Ruby Payne-Scott y Lindsay McCready utilizaron una sola antena en lo alto de un acantilado marino 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 en 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 autocorrelacionando y transformada de Fourier discreta de la señal entrante, recupera tanto la variación espacial como la de frecuencia en el flujo. [15] El resultado es una imagen 3D cuyo tercer eje es la frecuencia. Por este trabajo, Ryle y Hewish fueron galardonados conjuntamente con el Premio Nobel de Física de 1974. [16]
Newton utilizó 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 los fenómenos 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 de gases más fríos muestran un espectro casi continuo con líneas oscuras que corresponden a las líneas de emisión de los gases. [5] : 42–44 [17] Al comparar 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 la serie Balmer temprana se muestran entre paréntesis.
No todos los elementos del Sol fueron identificados inmediatamente. 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, aunque solo 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 categorizar 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 de Población 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 m⋅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 emitida 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 se parecen a los espectros estelares, ya que están formados por la luz combinada de miles de millones de estrellas.
Los estudios de desplazamiento Doppler de los 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 a partir de la luz visible. Zwicky planteó la hipótesis de que debía haber una gran cantidad de materia no luminosa en los cúmulos de galaxias, que se conoció como materia oscura . [27] Desde su descubrimiento, los astrónomos han determinado que una gran parte de las galaxias (y la mayor parte del universo) está formada por materia oscura. Sin embargo, en 2003, 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 la razón detrás de la falta de materia oscura. [28]
En la década de 1950, se descubrió que las fuentes de radio potentes estaban asociadas con objetos muy tenues y muy rojos. Cuando se tomó el primer espectro de uno de estos objetos, había líneas de absorción en longitudes de onda en las que no se esperaba ninguna. Pronto se comprendió que lo que se observaba era un espectro galáctico normal, pero muy desplazado hacia el rojo. [29] [30] Hong-Yee Chiu las denominó fuentes de radio cuasi estelares o cuásares en 1964. [31] Ahora se piensa que los cuásares son galaxias formadas en los primeros años de nuestro universo, con su salida de energía extrema alimentada 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 del 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, que puede ser un método más preciso que el paralaje o las velas estándar . [33]
El medio interestelar es materia que ocupa el espacio entre los sistemas estelares de una galaxia. El 99% de esta materia es gaseosa: hidrógeno , helio y cantidades más pequeñas de otros elementos ionizados como el oxígeno . El 1% restante son partículas de polvo, que se cree que son principalmente grafito , silicatos y hielos. [34] Las nubes de polvo y gas se denominan nebulosas .
Existen tres tipos principales de 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 que se encuentran detrás de ellas, lo que dificulta la fotometría . Las nebulosas de reflexión, como sugiere su nombre, reflejan la luz de las estrellas cercanas. Sus espectros son los mismos que los de las estrellas que las rodean, aunque la luz es más azul; las longitudes de onda más cortas se dispersan mejor que las 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 solo 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, había varias líneas de emisión que no podían 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 provenían de oxígeno altamente ionizado (O +2 ). [37] [38] Estas líneas de emisión no se podían 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 a través de la 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 gaseosas 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 al del protón . Cuando el átomo pasa de uno a otro de estos dos estados, libera una línea de emisión o absorción de 21 cm. [34] Esta línea está dentro del rango de radio y permite realizar 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 tema de investigación en curso. [39]
El polvo y las moléculas en el medio interestelar no sólo oscurecen la fotometría, sino que también causan líneas de absorción en la espectroscopia. Sus características espectrales son generadas por transiciones de electrones componentes entre diferentes niveles de energía, o por espectros rotacionales o vibracionales. La detección ocurre usualmente en porciones de radio, microondas o infrarrojos del espectro. [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 , que 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, fulerenos [42] e hidrocarburos aromáticos policíclicos ; a sólidos , como grafito u otro material hollín . [44]
Las estrellas y el gas interestelar están unidos por la gravedad para formar galaxias, y los grupos de galaxias pueden estar unidos por la gravedad en cúmulos de galaxias . [45] Con la excepción de las estrellas en la Vía Láctea y las galaxias en el 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 que se alejan se desplazan hacia el rojo . La longitud de onda de la luz desplazada hacia el rojo es mayor y parece más roja que la luz de la fuente. Por el contrario, la longitud de onda de la luz desplazada hacia el azul es menor y parece más azul que la luz de la fuente:
donde es la longitud de onda emitida, es la velocidad del objeto y es la longitud de onda observada. Nótese que v<0 corresponde a λ<λ 0 , una longitud de onda desplazada hacia el azul. Una línea de absorción o emisión desplazada hacia el 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 de las cuales estaban desplazadas hacia el rojo) y pudo calcular sus velocidades relativas a la Tierra. Edwin Hubble usaría 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 sea el valor de z, más desplazada hacia el rojo estará la luz y más lejos estará el objeto de la Tierra. En enero de 2013, el mayor desplazamiento al rojo de una galaxia de z~12 se encontró utilizando el Campo Ultraprofundo del Hubble , que corresponde 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 ligados gravitacionalmente rotarán alrededor de un centro de masa común. En el caso de los cuerpos estelares, este movimiento se conoce como velocidad peculiar y puede alterar el flujo de Hubble. Por lo tanto, es necesario agregar un término adicional para el movimiento peculiar a la ley de Hubble: [51]
Este movimiento puede causar confusión cuando se observa un espectro solar o galáctico, porque el desplazamiento al rojo esperado según la simple ley de Hubble se verá oscurecido por el movimiento peculiar. Por ejemplo, la forma y el tamaño del cúmulo de Virgo han sido objeto de un gran escrutinio científico debido a las altísimas velocidades peculiares de las galaxias que lo componen. [52]
Así como los planetas pueden estar ligados gravitacionalmente a las estrellas, los pares de estrellas pueden orbitar entre sí. Algunas estrellas binarias son binarias visuales, lo que significa que pueden observarse orbitando entre sí a través de un telescopio. Sin embargo, algunas estrellas binarias están demasiado cerca una de la otra para poder distinguirlas . [53] Estas dos estrellas, cuando se observan a través de un espectrómetro, mostrarán un espectro compuesto: se sumará el espectro de cada estrella. Este espectro compuesto se vuelve más fácil de detectar cuando las estrellas tienen una luminosidad similar y una clase espectral diferente . [54]
Los sistemas binarios espectroscópicos también pueden detectarse debido a su velocidad radial ; a medida que orbitan entre sí, una estrella puede estar moviéndose hacia la Tierra mientras que la otra se aleja, causando un desplazamiento Doppler en el espectro compuesto. El plano orbital del sistema determina la magnitud del desplazamiento observado: si el observador mira perpendicularmente al plano orbital, no se observará velocidad radial. [53] [54] Por ejemplo, una persona que mira un carrusel desde un costado verá a los animales acercándose y alejándose de ellos, mientras que si mira directamente desde arriba, solo se moverán en el plano horizontal.
Los planetas , asteroides y cometas reflejan la luz de sus estrellas madre y emiten su propia luz. En el caso de 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 de forma rutinaria con espectrómetros . En el caso de los objetos rodeados de gas, como los cometas y los planetas con atmósferas, se produce una mayor emisión 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 una cobertura completa de nubes o neblina (como los cuatro planetas gigantes , Venus y el satélite de Saturno , Titán ), el espectro se debe mayoritariamente o completamente a la atmósfera únicamente. [55]
La luz reflejada de un planeta contiene bandas de absorción debidas a los minerales presentes en las rocas de los cuerpos rocosos o a los elementos y moléculas presentes en la atmósfera. Hasta la fecha se han descubierto más de 3.500 exoplanetas , entre los que se 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 sus espectros. 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 la clasificación Tholen , los tipos C están hechos de material carbonoso, los tipos S consisten principalmente en silicatos y los tipos X son "metálicos". Hay otras clasificaciones para asteroides inusuales. Los asteroides de tipo C y S son los asteroides más comunes. En 2002, la clasificación Tholen se "evolucionó" aún más 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 desde las nubes de polvo que rodean al cometa, así como líneas de emisión de átomos gaseosos y moléculas excitadas a fluorescencia por la luz solar y/o reacciones químicas. Por ejemplo, la composición química del cometa ISON [59] se determinó por espectroscopia debido a las prominentes líneas de emisión de cianógeno (CN), así como de átomos de dos y tres carbonos (C 2 y C 3 ). [60] Los cometas cercanos pueden incluso verse en rayos X a medida que los iones del viento solar que vuelan hacia la coma se neutralizan. Por lo tanto, los espectros de rayos X de los cometas reflejan el estado del viento solar en lugar del del cometa. [61]
{{cite book}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )