Espectroscopia astronómica
A espectroscopia astronómica é a técnica de espectroscopia usada na astronomía. Dado que a espectroscopia queda ben descrita no seu propio artigo, aquí imos a centrarnos no seu uso na astronomía. O obxecto de estudo é o do espectro da radiación electromagnética, incluída a luz visible, que radia dende as estrelas e outros obxectos celestes. A espectroscopia pódese usar para coñecer moitas das propiedades das estrelas e galaxias distantes, tales coma a súa composición química e movemento, mediante efecto Doppler.
Estrelas editar
A espectroscopia astronómica comeza coas observacións iniciais de Isaac Newton da luz do Sol, dispersada por un prisma. Observou un arco iris de cor, e poida que incluso liñas de absorción. Estas bandas escuras que aparecen no espectro solar describiunas por primeira vez en detalle Joseph von Fraunhofer no 1814. A meirande parte dos espectros estelares comparten estas dúas características dominantes do espectro solar: emisión en tódalas lonxitudes de onda do espectro óptico (o continuum) con varias liñas de absorción discretas superpostas.
Denominacións orixinais de Fraunhofer (1817) para as liñas de absorción do espectro solar
| Letra | Lonxitude de onda (nm) | Orixe química |
|---|---|---|
Fraunhofer e Angelo Secchi estiveron entre os pioneiros da espectroscopia do Sol e outras estrelas. Lembrase especialmente a Secchi por clasifica-las estrelas en tipos espectrais, baseándose no número e forza das liñas de absorción de seu espectro. Máis tarde descubriuse que a orixe dos tipos espectrais estaba relacionado coa temperatura superficial da estrela: só se poden observar determinadas liñas de absorción dentro dun determinado rango de temperaturas; porque só nese rango se enchen os niveis enerxéticos atómicos relacionados.
As liñas de absorción nos espectros estelares poden ser usados para determina-la composición química dunha estrela. Cada elemento é responsable dun conxunto diferente de liñas de absorción no espectro, a lonxitudes de onda que se poden medir de forma extremadamente fiable mediante experimentos en laboratorio. Polo tanto, unha liña de absorción nunha lonxitude de onda concreta nun espectro estelar amosa que ese elemento debe estar presente. As liñas de absorción do hidróxeno (que se atopan na atmosfera de case calquera estrela) son particularmente importantes. As liñas do hidróxeno que se atopan dentro do espectro visible denomínanse liñas de Balmer.
No 1868, Sir Norman Lockyer observou fortes liñas amarelas no espectro solar que non vira nunca en experimentos no laboratorio. Deduciu que debía tratarse dun elemento descoñecido, ó que chamou helio, do grego helios (sol). O helio non foi detectado de xeito inequívoco na Terra ata 25 anos despois.
Na mesma década detectáronse liñas de emisión (unha verde, en particular) no espectro coronal durante as eclipses solares que non tiña correspondencia con ningunha liña espectral coñecida. De novo propúxose que isto era debido a un elemento descoñecido, denominado coronio de xeito provisorio. Non foi ata a década de 1930 que se descubriu que estas liñas proviñan de ferro e níquel moi ionizados, ionización debida ás temperaturas extremas da coroa solar.
En conxunto coa física atómica e os modelos de evolución estelar, a espectroscopia estelar usase actualmente para determinar unha multitude de propiedades estelares: a súa distancia, idade, luminosidade e taxa de perda de masa pódense estimar mediante estudos espectrais, e os estudos sobre efecto Doppler poden descubri-la presenza de compañeiros ocultos tales coma buratos negros e exoplanetas.
Nebulosas editar
Nos primeiros tempos da astronomía telescópica, a palabra nebulosa usábase para describir calquera mancha borrosa que non parecese unha estrela. Moitas destas, coma a Nebulosa de Andrómeda, hoxe Galaxia de Andrómeda, tiñan espectros que se parecían moito ós estelares, e acabaron resultando ser galaxias. Outras, coma a Nebulosa Ollo de gato, tiñan espectros moi diferentes. Cando William Huggins observou a Ollo de Gato, non atopou un espectro continuo coma o do Sol, senón só unhas poucas liñas de emisión fortes. Estas liñas non se correspondían con ningún elemento terrestre coñecido, e igual que sucedera co helio que fóra identificado no sol, os astrónomos suxeriron que as liñas debíanse a un novo elemento, nebulio (chamado ocasionalmente nebulo ou nefelio). En realidade, na década de 1920 descubriuse que as liñas debíanse ó osíxeno, un elemento moi familiar. Pero as nebulosas están normalmente moi enrarecidas; son moito menos densas có mellor baleiro conseguido na Terra. Nestas condicións, os átomos compórtanse dun xeito moi diferente e pódense formar liñas que non se forman a densidades normais. Estas liñas coñécense coma liñas prohibidas e son as máis potentes na meirande parte dos espectros nebulares.
Galaxias editar
O espectro das galaxias parecese ó estelar, xa que consiste na luz de millóns de estrelas combinadas. A espectroscopia galáctica conduciu a moitos descubrimentos fundamentais. Edwin Hubble descubriu na década de 1920 que, á parte das máis próximas (aquelas dentro do que se coñece coma o Grupo Local), tódalas galaxias arrédanse da Terra. Canto máis lonxe estea unha galaxia, máis rápido se está arredando (ve-la Lei de Hubble). Esta foi a primeira indicación de que o Universo se creou nun único punto, nun Big Bang.
Os estudos de Fritz Zwicky sobre agrupacións galácticas mediante o efecto Doppler encontraron que a meirande parte das galaxias estanse movendo máis rápido do que parecía posible, polo que se coñecía da masa destas agrupacións. A hipótese de Zwicky é que debe existir unha gran cantidade de materia non luminosa nas agrupacións galácticas: o que acabou coñecéndose coma materia escura
Os quásar editar
Na década de 1950 atopáronse algunhas potentes fontes de radio asociadas a obxectos moi tenues que parecían ser moi azuis. Chamóuselles Fontes de radio cuasi-estelares, ou "quásars". Cando se obtivo o primeiro espectro dun destes obxectos, atopouse algo misterioso, con liñas de absorción en lonxitudes de onda onde no se agardaban. Axiña foi comprendido que o que se estaba vendo era un espectro galáctico normal, pero moi corrido ó vermello. De acordo coa Lei de Hubble, isto implicaba que o quásar debía ser moi distante, e polo tanto moi luminoso. Actualmente pensase que os quásar son galaxias en formación, coa súa gran emisión enerxética alimentada por buratos negros supermasivos.
Planetas e asteroides editar
Os planetas e asteroides brillan só refractando a luz do Sol. A luz refractada conten bandas de absorción debido ós minerais presentes nas rochas dos corpos rochosos, ou a elementos e moléculas presentes nas atmosferas dos xigantes gasosos. Os asteroides pódense clasificar en tres tipos principais, de acordo ó seu espectro: os tipo C están compostos por materiais carboníceos; os tipo S que están formados principalmente de silicatos; e os tipo M que son 'metálicos'. Os asteroides de tipos C e S son os máis comúns.
Cometas editar
O espectro dos cometas consiste nun espectro solar refractado nas nubes de po que o rodean, así coma en liñas de emisión formadas cando o vento solar choca cós gases que rodean ó cometa. A análise da composición dos cometas ten amosado que están feitos de materiais virxes procedentes dos tempos de formación do sistema solar. Sábese que existen moitos compostos orgánicos nos comentas, e tense suxerido que os impactos cometarios puideron terlle proporcionado á Terra moita da auga dos seus océanos e os compostos necesarios para a formación da vida. Tense suxerido tamén que a vida puido ser traída á Terra por cometas dende o espazo interestelar (a teoría da Panspermia).
Aparellos de espectroscopía astronómica editar
Na actualidade os espectros non se analizan só en terra, senón tamén no espazo. Un exemplo é o James Webb Space Telescope.[1]
Notas editar
- ↑ "Spectra detectives". www.esa.int (en inglés). Consultado o 2022-03-11.