El código de barras de las estrellas

Cuando en 2004 comencé a escribir en El Lobo Rayado dediqué las primeras entradas a describir cómo son las “rayas” de estrellas, nebulosas y galaxias. Ahora me enfrento a hacer un resumen similar, pero sinceramente no sé aún desde qué nivel empezar, hasta qué nivel llegar y, también importante, cuánto enrollarme. La lógica es la siguiente: mi intención con esta entrada es enfatizar lo importante que es el análisis de las líneas espectrales (las “rayas de la luz”) para nuestro conocimiento actual del Cosmos. ¡No en vano, por eso he llamado “Universo Rayado” a este blog!

Pero para ello hay que explicar que hay dos tipos de líneas: líneas de emisión (típicas en nebulosas o en objetos donde el gas está muy caliente por choques, como ocurre en algunos centros de galaxias, pero también presentes en algunas estrellas como las Wolf-Rayet) y líneas de absorción, que son las que vemos sobre todo en estrellas y galaxias. Por supuesto, para explicar lo que son esas líneas hay que entender varios conceptos de Física Atómica. Y, rizando el rizo, primero quizá habría que exponer lo que es la radiación de cuerpo negro y la relación entre máximo en la distribución espectral de energía y la temperatura media de un cuerpo. Sobre esta emisión del continuo se localizan las líneas espectrales.

No obstante, antes de ir a estos detalles habría que hablar sobre el experimento del prisma que “dispersa” la luz blanca en los colores del arco iris (el “espectro” de la luz), que los “colores” que ven nuestros ojos son sólo una pequeñísima parte de todos los “colores” que existen en el Universo, y esto unirlo con la explicación de lo que es el espectro electromagnético y sus rangos: rayos gamma, rayos X, ultravioleta, óptico, infrarrojo, radio. Y yendo completamente a lo básico habría que decir que el comportamiento de la luz se explica como una onda (sí, y como una partícula también, ahí está la clave de la dualidad onda-corpúsculo de la luz, pero por ahora centrémonos en su naturaleza ondulatoria) que se describe mediante una frecuencia (ν) y una longitud de onda (λ), estando ambas unidades unidas entre sí por la velocidad de la luz (c = λ ν)…

¿Sabéis que os digo? Vamos a relajarnos por un momento y mirar esta bonita imagen:

Doble Arco Iris sobre Warrumbungle National Park (NSW, Australia), observado al amanecer del 27 de febrero de 2011, tomando muchas fotos individuales. El lugar es la cúpula del Telescopio Anglo-Australiano (AAT) en el Observatorio de Siding Spring (SSO), Nueva Gales del Sur (NSW), Australia. Esta imagen está disponible a alta resolución en mi Flickr. Crédito de la imagen: Amanda Bauer (AAO) y Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ).
Doble Arco Iris sobre Warrumbungle National Park (NSW, Australia), observado al amanecer del 27 de febrero de 2011, tomando muchas fotos individuales. El lugar es la cúpula del Telescopio Anglo-Australiano (AAT) en el Observatorio de Siding Spring (SSO), Nueva Gales del Sur (NSW), Australia. Esta imagen está disponible a alta resolución en mi Flickr. Crédito de la imagen: Amanda Bauer (AAO) y Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ).

Este precioso arco iris doble pudo disfrutarse al amanecer del 27 de febrero de 2011 desde el Observatorio de Siding Spring (NSW, Australia). Mi compañera Amanda Bauer (AAO) tomó muchas fotos individuales desde el catwalk del Telescopio Anglo-Australiano (AAT), pero el campo de visión de su cámara no permitía cubrir completamente el doble arco iris. Yo llegué ese mismo día y usé la magia de Photoshop para combinar todas las tomas en la imagen final, con un poco de “edición extra” para añadir las zonas del cielo y de las montañas que no estaban cubiertas en las imágenes individuales. La versión final es la imagen superior.

Quizá el lector ya se ha percatado de a dónde estoy yendo con esta “imagen bonita”. Cuando la luz blanca atraviesa un elemento dispersor, sea un prisma, una red de difracción, o gotas de lluvia, la luz blanca se descompone en todos sus colores fundamentales. La única diferencia entre cada color es que la longitud de onda (y, por tanto, la frecuencia) son distintas. La luz azul tiene una longitud de onda de unos 4500 Angstroms (la distancia entre dos picos consecutivos es de 0.000 000 45 metros), mientras que la longitud de onda de la luz roja es de unos 6500 Å (la distancia entre dos picos consecutivos es de 0.000 000 65 metros). Hay “colores” mucho más exóticos, por ejemplo, algunas ondas de luz tienen frecuencia muy bajas y longitudes de onda muy largas (del orden de centímetros y metros): son colores en radio. Otras luces poseen una gran frecuencia (y, por tanto, una gran energía (E), dado que E = h ν, donde h es la constante de Planck) y una longitud de onda muy pequeña, λ~1 Å: serían “colores” en rayos X. Los detalles del espectro electromagnético los dejo para otro día.

En Física, los “arcos iris” producidos por la dispersión de la luz (la radiación electromagnética) en todos sus colores constituyentes los denominamos espectros. Para muchos astrofísicos, el lidiar con espectros es el día a día de su trabajo. Obviamente no sólo los astrónomos usamos espectros: muchas otras ramas de la Física también los utilizan. La espectroscopía (el estudio de los espectros y de cómo la emisión electromagnética es emitida y absorbida por la materia) tiene un enorme campo de aplicaciones, desde telecomunicaciones a técnicas médicas mucho más allá de una simple “radiografía” (fotografía en rayos X). Volviendo al campo de la Astronomía, insisto en que el análisis espectroscópico es fundamental para entender de qué están hechos los planetas, los cometas, las estrellas, las nebulosas, las galaxias, el medio difuso interestelar y el medio intergaláctico, las distancias a las que se encuentran, cómo se mueven, qué propiedades físicas (temperatura, densidad, ionización…) poseen, las propiedades de sus campos magnéticos… y mucho más. Es el análisis espectroscópico de la luz que nos llega del Cosmos el que nos ha permitido entender nuestro Universo tal y como lo conocemos hoy. Incluso cuando estamos haciendo fotometría -esto es, analizando conjuntamente imágenes obtenidas en filtros de colores, por ejemplo, ultravioleta (U), azul (B), verde (V), rojo (R) e infrarrojo (I)- estamos haciendo análisis espectroscópico, sí, de muy baja resolución, pero análisis espectroscópico al fin y al cabo.

Ahora le toca el turno a la primera gráfica del blog:

Gráfica que muestra el espectro de cuerpo negro emitido por tres cuerpos a distinta temperatura (4500, 6000 y 7500 K). El eje horizontal es la longitud de onda, mientras que el eje vertical representa la intensidad relativa de la radiación. El pico de la emisión ocurre a distintas longitudes de onda en función de la temperatura. Imagen encontrada en esta web de la astrofísica Stacy Palen.
Gráfica que muestra el espectro de cuerpo negro emitido por tres cuerpos a distinta temperatura (4500 K, 6000 K y 7500 K). El eje horizontal es la longitud de onda, mientras que el eje vertical representa la intensidad relativa de la radiación. El pico de la emisión, λmax, ocurre a distintas longitudes de onda en función de la temperatura. Imagen encontrada en esta web de la astrofísica Stacy Palen.

En esta gráfica se representa la intensidad relativa de la luz (eje y) en función de la longitud de onda (eje x). La parte con el arco iris representa, obviamente, a la radiación visible (la que ven nuestros ojos). A la derecha estaría la radiación infrarroja, mientras que a la izquierda del arco iris están los colores ultravioleta. El gráfico incluye tres curvas: son la emisión de cuerpo negro esperada para un cuerpo que esté a 4500 K, 6000 K y 7500 K (las temperaturas típicas de las estrellas). ¿A qué longitud de onda está el “pico” de la emisión (λmax) en cada caso? Para objetos muy calientes el pico está sobre el color azul, mientras que para objetos fríos λmax está en el color naranja. ¿Qué significa esto? Que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su radiación en el color azul, mientras que las estrellas más frías lo hacen en el color rojo. En la práctica con incluso 3 medidas fotométricas (digamos en U, B y V) podemos tener una idea bastante clara de la temperatura superficial de la estrella (o de las poblaciones estelares dominantes en una galaxia).

Dos notas más sobre la gráfica anterior y los conceptos físicos que se usan. Primero, al espectro originado por la radiación de cuerpo negro en Astrofísica se le denomina el espectro del continuo, o simplemente “continuo”. Segundo, la ley física que relaciona la longitud de onda en la que se produce el pico de emisión de radiación de cuerpo negro y la temperatura de dicho cuerpo se conoce como la Ley de desplazamiento de Wien.

Claro, la historia no concluye aquí. Cuando miramos en detalle el espectro de cualquier cuerpo encontramos aquí y allá bandas oscuras o bandas brillantes: son las líneas de absorción o de emisión, producidas por la absorción o la emisión de la luz a muy determinadas frecuencias por átomos, moléculas e iones. Esto es lo que se conoce como “código de barras” de estrellas, nebulosas y galaxias. Codificada en la luz, ampliada gracias a telescopios de gran tamaño y dispersada usando potentes espectroscopios, aparecen las líneas espectrales que sirven a los astrofísicos para conocer cómo es el Universo.

Se dice que una imagen vale más que mil palabras… pero un espectro vale más que cuatro mil imágenes… Aquí os presento al espectro del Sol:

Espectro del Sol en el rango del visible (4000 a 7000 A). Crédito: Nigel Sharp, National Optical Astronomical Observatories/National Solar Observatory at Kitt Peak/Association of Universities for Research in Astronomy, and the National Science Foundation.
Espectro del Sol en el rango del visible (4000 a 7000 Å). Crédito: Nigel Sharp, National Optical Astronomical Observatories/National Solar Observatory at Kitt Peak/Association of Universities for Research in Astronomy, and the National Science Foundation.

Cada rayita vertical, repito, proviene de la absorción de la luz del “continuo” por un átomo, ion o molécula en el Sol. Y, creedme, tenemos las líneas muy bien identificadas (quien no me crea, que le eche un ojeo a esta página del Atomic Spectra Database, pero aviso que no solicitéis ver rangos muy largos en longitud de onda: sólo entre 5000 y 5001 Å, por ejemplo, aparecen 13 líneas espectrales, entre 4000 y 7000 Å hay 42120 líneas espectrales identificadas).

¿Tienen todas las estrellas las mismas líneas espectrales? Obviamente no, la intensidad relativa de las líneas de absorción en los espectros no sólo depende de la cantidad de materia en forma de ese átomo, ion o molécula, sino que también depende mucho de la temperatura y de la densidad (y de otros factores como la intensidad de la ionización o los campos magnéticos). Pero, a “groso modo”, los espectros estelares se pueden agrupar en unas 7 categorías dependiendo del tipo de líneas que se detectan. Es aquí de donde nacen las clases espectrales O B A F G K M. De nuevo un ejemplo lo ilustra mucho mejor.

Selección de 10 espectros estelares mostrando las clases principales (O, B, A, F, G, K, M) y tres clases más exóticas (C, S, WC). Cinco de las estrellas tienen nombre propio. Estos espectros se obtuvieron con métodos de astrónomo aficionado. Crédito: Allan Hall.
Selección de 10 espectros estelares mostrando las clases principales (O, B, A, F, G, K, M) y tres clases más exóticas (C, S, WC). Cinco de las estrellas tienen nombre propio. Estos espectros se obtuvieron con métodos de astrónomo aficionado. Crédito: Allan Hall.

Me gusta la imagen anterior por varios motivos. Primero esta imagen la ha hecho un astrónomo aficionado (la espectroscopía astronómica a nivel de aficionado se está poniendo de moda, los astrónomos aficionados están consiguiendo increíbles resultados con telescopios de poco más de 10 cm, otro día os lo cuento). Segundo porque incluye espectros de estrellas no típicas: una estrella tipo C (de carbono, estrellas muy viejas), una estrella de tipo S (estrellas gigantes tardías) e incluso una estrella Wolf-Rayet (WR), en particular una Wolf-Rayet rica en carbono (WC), donde se distinguen claramente no sólo líneas oscuras sino un par de líneas de emisión en color azul (a unos 4650 Å) y otra muy evidente en color rojo (a unos 5800 Å).

Y hasta aquí llego hoy. En la próxima entrada os detallaré los espectros de emisión, típicos de las nebulosas, y os hablaré de los espectros de las galaxias, que poseen una mezcla muy interesante de líneas de emisión y absorción.

16 Comentarios

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PabloPablo

¡Buenas tardes! Si analizamos con un espectroscopio literario el artículo, la “claridad de su emisión” y “el gran interés que suscita su absorción”, lo sitúa en unos altos niveles didácticos en la clasificación divulgativa espectral. Sin ninguna duda, nos encontramos ante un blog de bastante relevancia en el que habrá que seguir realizando muchas observaciones! :) Gracias. Un saludo

yaviyavi

¡Me ha encantado! Espero con ansias tus nuevos artículos. Genial fichaje de Naukas :) ¿Podrías hablar otro día sobre cómo se estudian los campos magnéticos de las estrellas? Hay información en la red, pero no tan bien contada. Quizá también sobre cómo montar un equipo básico aficionado para analizar espectros. Me has dejado con la miel en la boca :p

El Lobo Rayado

Gracias Yavi. Que conste que participo en Naukas desde el principio (cuando era Amazings, en 2011), aunque sólo con artículos cada varios meses. No te preocupes que tanto hablar de los campos magnéticos de las estrellas (y de otros cuerpos astronómicos) como de espectroscopía con medio de astrónomo aficionado (o “amateur” para los puristas) están en mi mente para próximas entradas. Poco a poco…

juanjuan

Supongo que también comentarás que la frecuencia de esas rayitas se ve afectada por el efecto Doppler, por lo que no están siempre “exactamente” ahí.

El Lobo Rayado

Por supuesto, Juan. La frecuencia o longitud de onda de las líneas espectrales se modifica por varios efectos, incluida la velocidad radial (que es lo que tú dices de efecto Doppler, esto lo induce la expansión del Universo) y la existencia de campos magnéticos, pero todo esto lo contaré más adelante…

Juan GalánJuan Galán

Muchas gracias Ángel por estos artículos, de verdad.. Yo no soy ningún profesional ni ningún experto en la materia, pero soy un gran amante de la ciencia y gracias a la gente como tú y tus compañeros de Naukas nos hacéis llegar de una forma tan sencilla información compleja a la gente como yo, que no tengo ni estudios más allá del bachillerato. Tan bien explicado todo que hasta los que no tenemos ni idea nos enteramos…
¡Que sepas que tienes aquí un fan!

Miguel ÁngelMiguel Ángel

Hola Ángel.¿Cómo saber si los colores que sacas ,por ejemplo en una reflex a una nebulosa de emisión son auténticos y más cuándo usas un filtro UHC?
gracias y enhorabuena.

GuillermoGuillermo

Me encanto tu blog!!! últimamente me ha interesado mucho lo que respecta al cosmo (en resumidas pablaras “interesado en todo”).

Saludos y mucho exito.

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