S P E C T R A

De las ESTRELLAS de Jim Kaler .

Sabemos de qué están hechas las estrellas, sabemos de sus estructuras y sus vidas, solo porque podemos observar y analizar sus espectros. La luz estelar ininterrumpida nos permite admirar las características externas de una estrella; Su espectro nos permite mirar su alma.

Este sitio, estrechamente relacionado con The Natures of the Stars y The Hertzsprung-Russell (HR) Diagram , proporciona una introducción a los espectros de estrellas y objetos celestes aliados. Aquí examinamos la forma principal en que los astrónomos han aprendido mucho sobre las estrellas. "Spectra" está incrustado con enlaces que lo llevarán de regreso a las partes apropiadas de los dos sitios anteriores.

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El espectro visual

Pase la luz del sol a través de un prisma triangular o rebótelo en la superficie finamente ranurada de un disco de audio compacto y vea cómo se rompe alegremente en una banda de color puro y brillante, su "espectro", familiar en los colores de un arco iris, en la luz que brilla de nuevo nieve caída, en los anillos y halos alrededor de un Sol y una Luna parcialmente nublados , en el destello de un diamante tallado, y en muchas otras facetas de la naturaleza. Los colores clásicos rojo, naranja, amarillo, verde, azul y violeta se conectan en un número aparentemente infinito de tonos, uno que se mezcla suavemente con el siguiente. Juntos constituyen el "espectro visual" (o "espectro óptico") porque es la parte del espectro completo que se ve con el ojo humano.

El arcoíris es un espectro natural causado por la refracción y el reflejo de la luz solar a través de las gotas de lluvia, y muestra que la luz solar consiste en una corrida continua, un continuo, de colores de rojo a violeta. Tenga en cuenta el arco exterior más débil causado por dobles reflejos dentro de las gotas de lluvia. Foto por JB Kaler

Extendiendo la luz: el espectro electromagnético

Párate afuera para ver y sentir la radiación que sale del sol. La mayor parte de la energía del Universo se transporta de esta manera, por radiación. Sin embargo, el espectro visual de la luz no es más que una pequeña porción de toda la imagen, de un enorme espectro de radiación que se extiende en ambas direcciones desde los bordes del arco iris. Si con los ojos sobrehumanos pudieras ver más allá del rojo, te encontrarías con el "infrarrojo", que se siente como calor en la piel, que se fusionaría gradualmente en la parte familiar del espectro "radio". Más corto que el violeta, verías el ultravioleta, lo que nos da bronceados y quemaduras solares, y luego encontrarías una radiación de rayos X mucho más peligrosa y finalmente rayos gamma mortales.

El espectro electromagnético va desde rayos gamma cortos a la izquierda hasta ondas de radio largas a la derecha. La banda visual estrecha, dividida en sus colores principales, está en el medio. De "Astronomy! A Brief Edition", JB Kaler, Addison-Wesley, 1997.

Ondas electromagnéticas

Excepto por la energía que transportan, todas las porciones del espectro (luz ordinaria, infrarroja, radio, ultravioleta) son fundamentalmente iguales. Se unifican al pensar en ellas como "ondas electromagnéticas", ondas de fuerza alterna en campos eléctricos y magnéticos que se mueven a través del espacio a la "velocidad de la luz" (llamada "c") de 300,000 kilómetros por segundo (186,000 millas por segundo ), ocho veces alrededor de la Tierra en el tictac de un reloj. Los diferentes tipos de radiación simplemente tienen diferentes longitudes de onda, es decir, las separaciones entre las crestas en dos ondas sucesivas. La radiación visual está en el medio, con longitudes de onda que se extienden desde 0.00004 centímetros para la luz violeta hasta aproximadamente 0.00007 centímetros para el rojo extremo. Estas longitudes de onda son tan cortas que los astrónomos usan una pequeña unidad de distancia, la " y estos son seguidos por los rayos gamma a ningún límite inferior conocido. Las divisiones nombradas son artificiales y sirven solo para bloquear grandes segmentos espectrales. y estos son seguidos por los rayos gamma a ningún límite inferior conocido. Las divisiones nombradas son artificiales y sirven solo para bloquear grandes segmentos espectrales.

Fotones y energía

Aunque la luz y sus socios pueden actuar como ondas, al mismo tiempo pueden actuar como una corriente de partículas. En un sentido crudo, estas partículas, llamadas "fotones", transportan las ondas. Cuanto más pequeña es la longitud de onda del fotón, más energía transporta, es decir, mayor es la capacidad del fotón para actuar sobre alguna sustancia física. Las ondas de radio largas son generalmente benignas. Puede vivir cerca de un transmisor de radio de alta potencia sin ningún efecto sobre usted y desconoce todos los fotones de radio que constantemente lo rodean y lo atraviesan. Los fotones de onda más corta tienen efectos cada vez más potentes. El infrarrojo se siente como calor, la radiación visual excita la química del ojo, las quemaduras ultravioleta y nadie quiere estar parado frente a una máquina de rayos X activa por mucho tiempo.

Reflexión, refracción y dispersión.

Light y sus socios pueden ser manipulados de varias maneras. El más familiar es el "reflejo", en el que la luz rebota desde una superficie, la luz se apaga en el mismo ángulo en el que golpea, lo que da como resultado que su rostro sin distorsiones lo mire desde un espejo. La radiación viaja a "c" solo en el vacío. Cuando pasa a una sustancia, se ralentiza y puede doblarse, un fenómeno común llamado "refracción". El efecto se ve fácilmente cuando se mira algo a través del agua. La refracción por una lente curva enfoca la radiación para crear una imagen. Dirigido al cielo y conectado a un detector, la lente se convierte en un telescopio astronómico. (Un espejo curvo puede crear una imagen similar por reflexión). La velocidad de una onda electromagnética en un medio depende de su longitud de onda. La luz violeta se ralentiza en un vaso de agua significativamente más que la luz roja. Como resultado, las ondas visuales más cortas se refractan más que las más largas. Por lo tanto, la luz refractada se "dispersa" o se extiende a su espectro, creando un arco iris, o el espectro de una estrella. Los espectros también se pueden crear por la interferencia de las ondas de luz, el fenómeno que hace que los patrones de colores brillantes se vean reflejados desde un disco de audio compacto y los halos a menudo observados junto a una Luna brillante, parcialmente nublada.

El espectrógrafo

Los astrónomos producen espectros por medio de un "espectrógrafo" fijado al telescopio. La forma más antigua del dispositivo era visual (un espectroSCOPE), y consistía en poco más que un prisma en un tubo fijado al extremo del telescopio, la luz refractada enfocada por el ocular de un observador. A principios del siglo XX, los espectros se registraban fotográficamente. A mediados de siglo, los prismas fueron reemplazados por "rejillas de difracción", superficies finamente gobernadas que producen espectros por la interferencia de las ondas de luz. En el espectrógrafo moderno, la luz se envía desde el telescopio a un "colimador", un espejo curvo que endereza el haz convergente. El colimador envía el haz a una rejilla reflectora que forma un espectro, la luz coloreada luego enfocada por una cámara en un detector, generalmente un "

El espectrógrafo, instalado en la base del telescopio (visto en la parte superior), descompone la luz en los colores que la componen y registra el espectro. La luz de una estrella va directamente al colimador en la parte inferior del instrumento y se refleja de nuevo en una rejilla de difracción en el medio. Luego se refleja hacia abajo y hacia la izquierda hacia un detector digital para almacenamiento y visualización en un terminal de video. Foto del espectrógrafo del Observatorio Steward de la Universidad de Arizona por JB Kaler

Átomos y elementos químicos.

La energía electromagnética no se puede separar de la materia. De hecho, la materia crea y destruye la radiación. Toda la materia que nos rodea está hecha en última instancia de partículas diminutas, de "átomos" de diferentes tipos. Estos a su vez están hechos de partículas aún más pequeñas. Se puede pensar que el átomo, en un sentido conceptual, consiste en un núcleo formado por uno o más protones (partículas que llevan cargas eléctricas positivas) y neutrones (partículas neutras con masas aproximadamente iguales a las de los protones). El tipo de átomo, o "elemento químico", ya sea hidrógeno, oxígeno o hierro, depende solo del número de protones en el núcleo (para estos, 1, 8 y 26, respectivamente). El núcleo está rodeado por una nube de electrones mucho más ligeros que transportan cargas eléctricas negativas exactamente iguales en cantidad a las transportadas por los protones. Los electrones están unidos al núcleo por la "fuerza electromagnética", la fuerza responsable de la producción de radiación electromagnética. Los protones están unidos aunque tienen la misma carga por la "fuerza fuerte" de corto alcance mucho más poderosa, que es transportada tanto por los protones como por los neutrones, pero no por los electrones. El trabajo de los neutrones es agregar una fuerza fuerte para ayudar a mantener el núcleo unido.

Iones

Un átomo normal, con igual número de protones y electrones, es eléctricamente neutro. No se produce una descarga eléctrica al tocar la materia en su estado normal. Sin embargo, es fácil eliminar electrones de un átomo y desequilibrarlo eléctricamente. El resultado de la eliminación de electrones es un "ion" cargado positivamente. De hecho, todos los electrones se pueden eliminar para revelar un núcleo desnudo. El hidrógeno, con un electrón y un protón, tiene un solo "estado" de ionización (el protón solitario). El hierro, con 26 electrones tiene 26 estados de ionización, cada uno más cargado positivamente que el siguiente a medida que se quitan más y más electrones.

Moléculas

Los electrones de dos o más átomos pueden unirse para formar enlaces químicos que forman moléculas a partir de los elementos químicos. Los átomos pueden ser iguales o diferentes. Ejemplos comunes de tales "compuestos químicos" son oxígeno molecular (dos átomos de oxígeno unidos), agua (dos átomos de hidrógeno unidos con un átomo de oxígeno) y dióxido de carbono (dos oxígenos y un carbono). Las moléculas tienen características que son completamente diferentes de sus átomos componentes. No hay límite en la cantidad de átomos que se pueden vincular y, como resultado, hay un número infinito de tipos de moléculas, cuya colección nos brinda todas las riquezas del mundo natural, incluida la vida.

Isótopos

El número de neutrones presentes en cualquier tipo de núcleo atómico no es fijo. Todos los átomos tienen un conjunto de variantes llamadas "isótopos" en el que el número de protones es el mismo pero el número de neutrones es diferente. Por ejemplo, el tipo más común de hidrógeno tiene solo un protón. Pero puedes unir un neutrón al protón y aún tener hidrógeno. Esta forma pesada, llamada "deuterio", está presente en la naturaleza. Aproximadamente el 0.001% de toda el agua que bebe es óxido de deuterio en lugar de agua normal, pero como los diferentes isótopos de un átomo tienen aproximadamente las mismas propiedades químicas, el deuterio no tiene ningún efecto especial sobre usted. La gran mayoría de hierro (92%) tiene 30 neutrones acoplados a sus 26 protones, pero el 6% tiene 28 neutrones, el 2% tiene 31 y un pequeño resto 32 neutrones. Algunos elementos, como el berilio y el escandio, tienen un solo isótopo estable (ver más abajo).

Radioactividad

Para cualquier átomo hay un límite en la cantidad de neutrones permitidos, es decir, en la cantidad de isótopos estables diferentes. Si hay demasiados o muy pocos neutrones, el núcleo se vuelve inestable y se desmorona con la emisión de partículas (neutrones, núcleos de helio, electrones) y radiación electromagnética de alta energía (especialmente rayos gamma). Tales isótopos "radiactivos" pueden ser bastante peligrosos. Un isótopo radiactivo se desintegra a una velocidad constante definida por su "vida media", el tiempo que le toma a la mitad de la sustancia convertirse en un producto más liviano. Cuanto más corta es la vida media, más peligroso es el isótopo. Algunos isótopos radiactivos duran miles de millones de años, otros por fracciones de segundo. Algunos elementos químicos no tienen isótopos estables y, por lo tanto, son raros. Todos los elementos más pesados ​​que el bismuto (83 protones) son radiactivos, El conjunto incluye radio familiar y uranio. El uranio (92 protones) tiene una vida media muy larga y, a medida que se descompone en plomo, produce el radio de la Tierra (88) en el camino. La mayor parte del helio en la Tierra es un subproducto de dicha descomposición. Dado que las tasas de desintegración de diferentes elementos radiactivos se conocen en el laboratorio, la proporción de la abundancia del elemento padre (uranio, por ejemplo) al producto hijo (para uranio, un isótopo específico de plomo) en una roca da la edad de la roca, el tiempo desde que se solidificó. Por lo tanto, podemos fechar el nacimiento del Sistema Solar y el Sol hace 4.500 millones de años a partir de las edades de las rocas más antiguas (meteoritos y rocas de la Luna). s radio (88) en el camino. La mayor parte del helio en la Tierra es un subproducto de dicha descomposición. Dado que las tasas de desintegración de diferentes elementos radiactivos se conocen en el laboratorio, la proporción de la abundancia del elemento padre (uranio, por ejemplo) al producto hijo (para uranio, un isótopo específico de plomo) en una roca da la edad de la roca, el tiempo desde que se solidificó. Por lo tanto, podemos fechar el nacimiento del Sistema Solar y el Sol hace 4.500 millones de años a partir de las edades de las rocas más antiguas (meteoritos y rocas de la Luna). s radio (88) en el camino. La mayor parte del helio en la Tierra es un subproducto de dicha descomposición. Dado que las tasas de desintegración de diferentes elementos radiactivos se conocen en el laboratorio, la proporción de la abundancia del elemento padre (uranio, por ejemplo) al producto hijo (para uranio, un isótopo específico de plomo) en una roca da la edad de la roca, el tiempo desde que se solidificó. Por lo tanto, podemos fechar el nacimiento del Sistema Solar y el Sol hace 4.500 millones de años a partir de las edades de las rocas más antiguas (meteoritos y rocas de la Luna). un isótopo específico de plomo) en una roca da la edad de la roca, el tiempo desde que se solidificó. Por lo tanto, podemos fechar el nacimiento del Sistema Solar y el Sol hace 4.500 millones de años a partir de las edades de las rocas más antiguas (meteoritos y rocas de la Luna). un isótopo específico de plomo) en una roca da la edad de la roca, el tiempo desde que se solidificó. Por lo tanto, podemos fechar el nacimiento del Sistema Solar y el Sol hace 4.500 millones de años a partir de las edades de las rocas más antiguas (meteoritos y rocas de la Luna).

Radiación por materia

La materia normal no radioactiva también puede irradiarse, no por desintegración nuclear, sino como resultado del calor que contiene. El tipo de radiación emitida depende de la temperatura. Si enciende su tostadora en la oscuridad, puede verla brillar, el espectro visual irradiado por el metal caliente. Cuanto más caliente es el elemento radiante de la tostadora, mayor es la energía de la radiación que puede emitir. A bajas temperaturas, solo verá rojo, pero si pudiera aumentar la temperatura lo suficiente, la tostadora emitiría luz azul y luego violeta, así como roja. A un millón de grados Kelvin (grados centígrados por encima del cero absoluto, -273 grados C) incluso emitiría rayos gamma (y realmente quemaría la tostada). A temperaturas muy bajas todavía irradiará. A unos pocos cientos de grados, la temperatura de la cocina, irradia infrarrojos. Incluso en el frío del espacio interestelar, la tostadora produciría fotones de radio (¿tostadas espaciales?). Como regla general, a medida que aumenta la temperatura, un cuerpo produce cada vez más radiación en todas las longitudes de onda más cortas de un límite que empuja aún más hacia longitudes de onda más cortas. (Un cuerpo frío irradia radio, uno más cálido infrarrojo y radio, más cálido pero visual, infrarrojo y radio, y así sucesivamente, todos los tipos presentes aumentan en cantidad a medida que aumenta la temperatura). Se irradiará un gas a alta presión y un calor sólido. Los colores de las estrellas reflejan la temperatura, las estrellas rojizas son frías (3000 a 4000 grados Kelvin), las azuladas calientes (más de 20,000 grados Kelvin). Como resultado, podemos determinar la temperatura de una estrella a partir de su color, más específicamente a partir de los detalles sobre cómo se distribuye la radiación en todo su espectro.

"Líneas" de absorción

Ahora ve al meollo del asunto, a cómo la radiación de vuelo libre interactúa con los átomos para darnos información detallada sobre las estrellas y otros cuerpos celestes. Envía radiación desde un sólido incandescente caliente a través de un gas de baja densidad y observa lo que sucede. Los electrones que rodean un átomo tienen una energía mínima por debajo de la cual no pueden ir (un descubrimiento de la "mecánica cuántica" realizada a principios del siglo XX). Los electrones buscarán naturalmente este nivel de energía más bajo . Si mueve los electrones hacia afuera, lejos del núcleo, les da más energía. Sin embargo, los electrones son muy específicos acerca de qué energías tomarán. Para cualquier átomo o ion dado, solo ciertas energías electrónicas específicas, es decir, niveles de energía específicos , están permitidos. Los electrones se pueden mover de un nivel de energía a otro por colisiones entre átomos o por absorción de fotones. Sin embargo, un electrón en un nivel específico no puede absorber parte de un fotón, sino que debe absorber todo o nada de él. Como resultado, solo los fotones con energías particulares, aquellos que corresponden a diferencias entre los diversos niveles de energía, pueden ser absorbidos por el flujo de radiación que pasa. Como la energía del fotón corresponde a la longitud de onda, solo se pueden absorber longitudes de onda específicas (o colores). Y dado que las estructuras electrónicas son diferentes para cada tipo de átomo o ion, las energías de fotones que absorberá cada tipo también son diferentes. Cuando observamos el espectro de la fuente caliente después de que ha pasado por el gas de baja densidad, Por lo tanto, vemos brechas estrechas en longitudes de onda particulares donde la luz disminuye o incluso desaparece por completo. Debido a la forma en que aparecen, estas brechas se llaman "líneas de absorción". Cada átomo o ion tiene un conjunto único de líneas de absorción. El hidrógeno tiene solo cuatro en el espectro visual: a longitudes de onda de 6563 A en rojo (llamado H-alfa), en 4861 A en azul (H-beta), y en 4340 A (H-gamma) y 4101 A (H - delta) en la violeta), mientras que el hierro tiene miles.

Aparecen líneas oscuras de absorción de hidrógeno contra un espectro visual continuo, la luz en el espectro es absorbida por los átomos de hidrógeno que intervienen. De "Astronomy! A Brief Edition", JB Kaler, Addison-Wesley, 1997.

Líneas de absorción en espectros estelares.

Cuanto más profundizas en una estrella, más caliente y denso es el gas. Las capas inferiores tienden a irradiar todos los colores como un sólido caliente, mientras que las capas superiores actúan como el gas de baja densidad del último párrafo a través del cual pasa la radiación. Las estrellas están hechas de las mismas cosas que se encuentran en la Tierra (aunque no en las mismas proporciones) y contienen todos los elementos químicos de la naturaleza. Como resultado, el espectro de una estrella muestra una extraordinaria mezcla de líneas de absorción. Más de 100,000 líneas de absorción son visibles en el espectro del Sol.

El espectro solar está lleno de líneas de absorción en colores o longitudes de onda particulares, cada línea oscura asociada con un átomo o ion particular. El par en la naranja, por ejemplo, está formado por sodio neutro, el trío en el amarillo por magnesio. Observatorio Nacional Kitt Peak.

Análisis de líneas de absorción.

Las líneas de absorción en el Sol y las estrellas se pueden identificar con elementos químicos individuales o compuestos moleculares comparando sus posiciones en el espectro (sus longitudes de onda) con las observadas desde fuentes puras en el laboratorio. Algunas absorciones son muy débiles, solo inmersiones poco profundas en el espectro, mientras que otras son completamente negras. La "fuerza" de una línea de absorción, la cantidad de energía eliminada del espectro, depende de la cantidad del elemento químico particular en la estrella que causa la línea y de la eficiencia de la absorción. La eficiencia es crucial. El hidrógeno domina el Sol, sin embargo, las líneas de absorción de calcio ionizado dominan el espectro solar a pesar de que hay 440,000 veces más hidrógeno que calcio. El hidrógeno tiene una baja eficiencia de absorción, mientras que la del calcio ionizado es muy alta. La eficiencia depende de la disponibilidad de electrones para moverse a energías más altas y de factores atómicos, a saber, la probabilidad de absorción en presencia de un fotón que pasa. Las eficiencias dependen críticamente de la temperatura y pueden calcularse desde la teoría o medirse en el laboratorio. Una vez que se conocen, podemos calcular las abundancias de los átomos a partir de las fuerzas de las líneas de absorción y, por lo tanto, calcular la composición química de la parte exterior de una estrella. Las resistencias relativas de la línea de absorción también se pueden usar para encontrar temperaturas y densidades. Las eficiencias dependen críticamente de la temperatura y pueden calcularse desde la teoría o medirse en el laboratorio. Una vez que se conocen, podemos calcular las abundancias de los átomos a partir de las fuerzas de las líneas de absorción y, por lo tanto, calcular la composición química de la parte exterior de una estrella. Las resistencias relativas de la línea de absorción también se pueden usar para encontrar temperaturas y densidades. Las eficiencias dependen fundamentalmente de la temperatura y pueden calcularse desde la teoría o medirse en el laboratorio. Una vez que se conocen, podemos calcular las abundancias de los átomos a partir de las fuerzas de las líneas de absorción y, por lo tanto, calcular la composición química de la parte exterior de una estrella. Las resistencias relativas de la línea de absorción también se pueden usar para encontrar temperaturas y densidades.

El Sol muestra una enorme cantidad de líneas de espectro, más de tres docenas que aparecen aquí en un tramo de 20 A de ancho en la parte amarilla del espectro. El número romano "I" representa el ion neutro de un elemento, "II" para la versión ionizada. Diferentes líneas tienen diferentes puntos fuertes. Las líneas de hierro ionizado son casi negras, mientras que las producidas por los elementos mucho más raros itrio (Y), neodimio (Nd) y lantano (La) son muy débiles. EC Olson, el monte. Observatorio Wilson.

Líneas de emisión

Todo lo que sube tiene que bajar. Los electrones, como cualquier otra cosa, intentarán buscar sus energías más bajas. Si los electrones ganan energía por la absorción de fotones, o tal vez por colisiones, eventualmente deben perderla nuevamente. Pueden perderlo en colisiones o pueden, en lugar de absorber fotones, irradiarlos. Dado que las longitudes de onda de absorción están estrechamente definidas, también lo están las longitudes de onda de emisión. Si observamos un gas calentado de baja densidad SIN mirar una fuente brillante detrás de él, veremos líneas de color BRILLANTES en las mismas longitudes de onda espectrales en las que antes vimos absorciones oscuras. Para cualquier átomo o ion dado, el espectro de emisión es una simple inversión del espectro de absorción. Las líneas de emisión son fáciles de producir en el laboratorio simplemente calentando un gas de baja densidad, lo que permite que las colisiones impulsen los electrones a energías más altas. Las emisiones se producen cuando los electrones vuelven a caer a energías más bajas. Las líneas de emisión son irradiadas por farolas (las naranjas que irradian líneas de sodio, las líneas azules de mercurio), letreros de neón y bombillas fluorescentes. También son producidos por nubes de gas interestelar (nebulosas ) que son calentadas e ionizadas por estrellas calientes cercanas. En algunas circunstancias, las estrellas también pueden irradiar líneas de emisión. Por ejemplo, las variables Mira tienen líneas de emisión de hidrógeno que son excitadas por poderosas ondas de choque (auges sónicos) formadas por las pulsaciones de las estrellas.

Las líneas de emisión de hidrógeno son irradiadas por un gas de hidrógeno delgado y caliente, y aparecen en las mismas longitudes de onda que las líneas de absorción de hidrógeno. De "Astronomy! A Brief Edition", JB Kaler, Addison-Wesley, 1997.

Nebulosas de emisión

Las nebulosas de emisión, las nubes de gas interestelar que producen líneas de emisión, existen en tres formas principales: como nebulosas difusas (como la Nebulosa de Orión a continuación), nebulosas planetarias (como la Nebulosa del anillo en Lyra , también a continuación) y restos de supernova . Las nebulosas difusas son los restos de la formación de estrellas, nubes de gas interestelar polvoriento que son ionizadas por la radiación ultravioleta de las estrellas calientes masivas cercanas o dentro de ellas. Las nebulosas planetarias son eyecciones de estrellas moribundas que están iluminadas por núcleos estelares aún más calientes y casi expuestos que están en camino de convertirse en enanas blancas . Los restos de supernova son una combinación de eyección caliente de estrellas en explosión ( supernovas) y la materia interestelar local calentada por las ondas de choque de la explosión.

La Nebulosa de Orión (izquierda), una gran nube de gas interestelar ionizada por estrellas jóvenes calientes en su centro, y la Nebulosa del Anillo (M 57, derecha) irradian ambas líneas de emisión, incluidas las de hidrógeno vistas arriba y una gran cantidad de otras. Las estrellas ionizantes de la Nebulosa de Orión ( Theta-1 Orionis ) se pierden en el brillo brillante de la nebulosa, mientras que el núcleo ionizante de la Nebulosa del Anillo está en el centro del Anillo. Observatorio de praderas de la Universidad de Illinois

Espectros Nebulares

Las líneas de emisión nebulares se dividen en dos tipos básicos: líneas de recombinación permitidas y prohibidas.(colisión) líneas. Las líneas de recombinación se producen cuando los átomos de una nebulosa se ionizan al absorber energía de la luz ultravioleta radiada por una estrella caliente cercana o incrustada. Cuando los electrones libres son capturados por varios iones, pueden aterrizar en cualquier nivel de energía. Los electrones saltan hacia abajo, irradiando líneas de emisión a medida que avanzan. El hidrógeno y el helio producen solo líneas de recombinación, al igual que los átomos e iones de oxígeno, nitrógeno, carbono, neón y otros. Las líneas prohibidas no están realmente prohibidas, solo son difíciles de producir a partir de niveles de energía que no interactúan fácilmente entre sí (lo que dificulta la transición de electrones entre ellas). Se indican entre corchetes, y se producen cuando los electrones libres energéticos colisionan con átomos o iones cuyos electrones están en el nivel inferior y excitan estos electrones unidos a niveles superiores, desde los cuales eventualmente caen hacia abajo para irradiar líneas de emisión. El análisis de la resistencia de la línea permite la determinación de la temperatura nebular, la densidad y la composición química.

La secuencia espectral clásica está ilustrada por los espectros de estrellas reales en una imagen histórica publicada en 1901. Las líneas fuertes en la clase A (aquí, la estrella Sirio ) son hidrógeno. El helio neutro aparece junto con el hidrógeno en la clase B (Alnilam, Epsilon Orionis), mientras que el helio ionizado es fuerte en la clase O ( Naos , Zeta Puppis), las líneas de hidrógeno casi desaparecieron. El hidrógeno también se debilita hacia abajo, hacia una temperatura más baja, casi desapareciendo en la clase M2 ( Betelgeuse ). Las líneas fuertes a la izquierda en las clases F ( Canopus ), G ( Capella ) y K ( Arcturus ) son las del calcio ionizado. Las otras líneas en estas clases de enfriadores son las de otros metales. En la parte inferior, en la clase M7 (laestrella variable de largo período Mira ), vemos bandas de absorción producidas por la molécula de óxido de titanio. Anales del Observatorio de Harvard College, vol. 23 de 1901.

La interpretación de la secuencia espectral.

Los análisis de los espectros muestran que todas las estrellas de la secuencia principal , aquellas que fusionan hidrógeno en sus núcleos, tienen composiciones químicas similares, todas alrededor de 90% de hidrógeno, 10% de helio y 0.1% de todo lo demás (por número de átomos). El 0.1% restante tiene una distribución entre los elementos que es bastante similar a la que se encuentra en la Tierra y el Sol. Las diferencias en los espectros estelares, al menos para las estrellas de la secuencia principal, son causadas casi por completo por las diferencias en la ionización (después de todo, si el sodio está totalmente ionizado, las absorciones de sodio neutro no estarán presentes) y la forma en que la absorción Las eficiencias cambian con la temperatura.

Clasificando estrellas

Clasificar estrellas es una forma de arte que viene con la práctica. Cada clase espectral se define por el espectro de una estrella estándar contra la cual se comparan las otras estrellas. El clasificador eventualmente memoriza los estándares y puede clasificar el espectro de una estrella aleatoria muy rápidamente. Annie Cannon clasificó más de 300,000 estrellas en su vida, una a la vez. Los clasificadores modernos ahora se dirigen hacia sistemas automatizados que usan computadoras y software complejo para simular lo que un ojo y una mente humanos pueden hacer.

Clases de luminosidad: clasificación bidimensional.

Aunque la temperatura reina en la definición del espectro de una estrella, la densidad del gas en la región donde se forman las líneas de absorción también juega un papel importante. Las estrellas gigantes y supergigantes son tan grandes que las densidades en sus regiones externas son bajas, lo que cambia sutilmente la apariencia del espectro estelar. Por ejemplo, las líneas de hidrógeno son bastante amplias en la secuencia principalestrellas (enanas) como resultado de la perturbación de los átomos de hidrógeno causada por colisiones. Sin embargo, en las enormes supergigantes distendidas, una densidad más baja conduce a tasas de colisión más bajas y, como resultado, las líneas de hidrógeno son estrechas. En los gigantes de tipo K, las bandas oscuras de la molécula CN (cianógeno) son más fuertes que en las estrellas de secuencia principal de clase K. Cada clase espectral, de hecho, tiene su propio conjunto de criterios. Como resultado, una vez que sepamos cuáles son estos criterios, podemos saber si una estrella es gigante, supergigante o de cualquier otra categoría, solo por su espectro. Los números romanos se usan para indicar tamaño y luminosidad, "I" para supergigantes, "II" para gigantes brillantes, "III" para gigantes, "IV" para "subgigantes" (estrellas que se están convirtiendo en gigantes) y "V" para La secuencia principal. El resultado es el " Vega es una estrella A0 V, Polaris es F7 I o II, y Aldebarán es K5 III. The Sun es una estrella G2 V. Las enanas blancas se llaman simplemente "enanas blancas" o "D". Todas estas clases están dispuestas en una gráfica de luminosidad (como se expresa a través de una magnitud visual absoluta ) versus una clase espectral llamada Diagrama de Hertzsprung-Russell .

Solo la secuencia principal atraviesa todas las clases espectrales, OBAFGKMLT. Con una excepción conocida (la variable variable supergigante V 838 Monocerotis) no hay gigantes, subgigantes o supergigantes de las clases L y T, que contienen solo enanas de baja masa y enanas marronesque son insuficientemente masivas (por debajo de la masa solar de 0.075) y demasiado frías en el interior para ejecutar una fusión completa de hidrógeno . La clase L es una mezcla de enanas reales y enanas marrones, mientras que la clase T consiste completamente en enanas marrones.

Distancias desde espectros

La magnitud visual aparente de una estrella en el cielo depende de la luminosidad real de la estrella y de su distancia. Si conocemos la distancia del paralaje o de algún otro medio, podemos calcular la magnitud absoluta . Dichos cálculos nos han permitido aprender las magnitudes absolutas de todos los tipos de estrellas y construir el diagrama HR. Ahora trabajamos al revés. Del espectro determinamos la clase de una estrella y así conocemos su magnitud absoluta. Incluso podemos discriminar dentro de una clase, por ejemplo, gigantes más brillantes en comparación con los más pequeños. La comparación con la magnitud aparente observada produce la distancia. Tales "distancias espectroscópicas" nos permiten abrirnos camino a través del Universo, ya que nuestra capacidad de medir paralaje se limita a las estrellas solo dentro de aproximadamente mil años luz.

Clases quimicas

Las estrellas de secuencia principal tienen composiciones químicas similares. Pero una vez que una estrella comienza a morir y evolucionar, las reglas pueden cambiar. Los átomos recién acuñados creados por reacciones nucleares en lo profundo de una estrella pueden elevarse a la superficie y cambiar la composición química aparente de la estrella y, como resultado, su espectro. Los ejemplos más famosos son las estrellas de carbono , que muestran bandas de moléculas de carbono. Casi todos son gigantes. Originalmente se llamaban clase "N" en el antiguo sistema Pickering. Las estrellas N tienen aproximadamente las mismas bajas temperaturas que los gigantes de clase M, si no un poco más bajas. La clase R, que consiste en estrellas de carbono más cálidas (más como las clases G y K), se agregó más tarde. R y N ahora se agrupan bajo la clase "C" para "carbono". La clase "S" se usa para estrellas que tienen abundancias de carbono intermedias en las que el contenido de carbono es aproximadamente igual al del oxígeno. Sus espectros tienen fuertes bandas de óxido de circonio en lugar del óxido de titanio de los gigantes de clase M ricos en oxígeno. La excepción a la "regla de la estrella gigante" es una clase rara de estrellas de carbono de secuencia principal que han sido contaminadaspor compañeros en evolución. Se pueden indicar otras variaciones en la composición química agregando una letra a la clase espectral, por ejemplo "Ba" para las líneas fuertes de bario que denotan estrellas de bario .

Subenanos

El término "enano" se usa en astronomía estelar de varias maneras. Las estrellas de secuencia principal se denominan comúnmente "enanos". Las " enanas blancas ", por otro lado, son una secuencia de estrellas muertas que han perdido sus envolturas exteriores y consisten en poco más que viejos núcleos de fusión nuclear gastados. También hay un conjunto de estrellas que son similares a las enanas comunes, excepto que, en comparación con las enanas comunes, son un tanto demasiado tenues para sus temperaturas (o demasiado calientes para sus luminosidades, dependiendo de cómo las mire). Por lo tanto, se les llama "subenanos". En el diagrama HR , corren justo a la izquierda de la secuencia principal desde aproximadamente la clase G hacia abajo, hacia las estrellas más frías. Al igual que los enanos de secuencia principal ordinaria,fusión nuclear , específicamente la fusión de hidrógeno en helio. Su carácter distintivo es causado por una grave falta de abundancia de átomos metálicos. Una menor abundancia de metales hace que los gases sean más transparentes, lo que cambia las estructuras de las estrellas y la calidad de la radiación que emiten. Por lo general, los subenanos contienen solo alrededor de una centésima parte del hierro del Sol (en relación con el hidrógeno), pero en su punto más extremo, la abundancia de hierro (junto con la abundancia de otros elementos pesados) se reduce a solo una décima parte de la cantidad solar. Los subenanos evolucionan en gigantes y enanas blancas al igual que los enanos comunes.

La edad y la galaxia

A medida que las estrellas de la galaxia envejecen, vierten los subproductos de la fusión nuclear en los gases interestelares a través de sus vientos o supernovas.explosiones Luego se forman nuevas estrellas a partir de gases que se han enriquecido en elementos químicos de la evolución estelar previa. Como resultado, las estrellas más jóvenes contienen más restos de estrellas más viejas y, por lo tanto, contienen más átomos pesados, incluidos los metales. Debido a su bajo contenido en metales, los subenanos deben estar entre las estrellas más antiguas conocidas. Con un contenido de metal relativamente alto, el Sol, de 4.500 millones de años, es relativamente joven. La mayoría de las estrellas de nuestra galaxia se distribuyen en un gran disco de casi 100.000 años luz de diámetro. Los subenanos y sus especies son parte de un halo enorme y bastante esférico que abarca el disco, lo que demuestra que el halo fue la primera parte de la galaxia en formarse. Los subenanos son, por lo tanto, muy antiguos. De las vidas De las estrellas más antiguas, calculamos que la galaxia se remonta a hace unos 15 mil millones de años.

Velocidades y el efecto Doppler

Todas las estrellas orbitan alrededor de la galaxia en senderos diferentes (a veces en gran medida) y, por lo tanto, deben moverse entre sí. Si pudieras ver una constelación durante millones de años, verías a las estrellas cambiando lentamente de posición, los movimientos destruyen la figura y ayudan a crear otras nuevas. Las estrellas también se mueven a lo largo de la línea de visión, algunas se alejan de nosotros, otras vienen hacia nosotros. Si una estrella se mueve hacia nosotros, sus ondas de luz parecen venir con mayor frecuencia y las longitudes de onda parecen acortarse; Si la estrella se aleja de nosotros, vemos lo contrario, las longitudes de onda parecen ser más largas. El efecto Dopplerse ve fácilmente en las ondas de agua y se escucha en las ondas de sonido, este último afecta el tono de un automóvil o avión que pasa, que es más alto cuando se acerca, más bajo cuando retrocede. El grado de cambio depende de la velocidad a lo largo de la línea de visión (la velocidad radial ) en comparación con la velocidad de la onda. Si la velocidad fuera lo suficientemente alta, una buena fracción de la velocidad de la luz, una estrella realmente cambiaría de color, pareciendo demasiado azul si viene hacia nosotros, demasiado roja si se va. Sin embargo, las velocidades estelares generalmente son, como máximo, de unas pocas decenas de kilómetros por segundo, mucho menos que la velocidad de la luz, por lo que los cambios de color no son visibles directamente para el ojo. (Las excepciones son galaxias con grandes desplazamientos al rojo espectral .) Sin embargo, el efecto Doppler también provoca cambios en las longitudes de onda de las líneas del espectro que SON fácilmente detectables. En el límite moderno, los astrónomos pueden medir los cambios producidos por los movimientos de la línea de visión que son tan pequeños como unos pocos metros por segundo, menos que la velocidad de un buen corredor. La combinación de datos sobre velocidades a lo largo de la línea de visión con los determinados a través de la línea de visión (a partir del desplazamiento angular y la distancia de una estrella ) nos permite encontrar la velocidad real de la estrella en relación con el Sol y construir una imagen de los movimientos internos en la Galaxia . Los cambios Doppler también se observan en los espectros nebulares , donde pueden usarse para evaluar tanto las velocidades como las tasas de expansión. Son cruciales en la detección de planetas., cuyas gravedades pueden hacer que las estrellas parentales se muevan ligeramente hacia adelante y hacia atrás a lo largo de la línea de visión, de donde podemos derivar tamaños orbitales y límites inferiores a las masas planetarias.

Cuando una fuente de ondas se acerca al observador, las longitudes de onda parecen acortarse en proporción a la velocidad de la onda; cuando la fuente retrocede, se alargan proporcionalmente. No importa si es la fuente o el observador el que se mueve; lo que cuenta es el movimiento relativo a lo largo de la línea de visión. El efecto Doppler es muy exagerado aquí. Se encuentra más comúnmente con ondas de sonido mucho más lentas. En estrellas y nebulosas, el efecto se mide a través de cambios en las longitudes de onda de las líneas de absorción o emisión. De "Stars", JB Kaler, Scientific American Library, Nueva York, Freeman, 1992, copyright © JB Kaler.

Estrellas dobles espectroscópicas

Una gran cantidad de estrellas se ven fácilmente a través del telescopio para duplicarse . Sin embargo, si las estrellas están demasiado juntas, el observador las verá como una, las dos imágenes se difuminarán para siempre. Todavía podemos separarlos por medio del espectro. Si las estrellas de un doble tienen un brillo comparable, el espectro será el compuesto de las dos. A menos que estemos mirando directamente hacia el eje orbital (la órbita perpendicular a la línea de visión), a medida que el par orbita entre sí, los dos se mueven alternativamente hacia el observador y luego se alejan de él. Como resultado, el espectro de cada estrella se desplaza Dopplerprimero de una manera y luego de la otra. A medida que un espectro se desplaza al azul (a longitudes de onda más cortas), el otro se desplaza al rojo (a más largo) y viceversa. Por las líneas duplicadas que se mueven de un lado a otro, sabemos que hay dos estrellas en el sistema. A partir del grado de cambio, podemos derivar las velocidades de ida y vuelta de las estrellas. Dado que es muy probable que la órbita se incline hacia la línea de visión, estas velocidades observadas son límites inferiores a las verdaderas velocidades orbitales, desde las cuales podemos encontrar límites inferiores a las masas de las estrellas a través de la teoría gravitacional. Si la estrella es un doble eclipsante , entonces a partir de la curva de luz (la gráfica de magnitud contra el tiempo) podemos encontrar la inclinación de la órbita y así derivar masas reales.

Estrellas dobles de una línea

Si los componentes de un sistema de doble estrella muy cercano son muy diferentes en brillo, entonces solo se verá un conjunto de líneas de absorción. Sin embargo, todavía veremos que el conjunto se desplaza de un lado a otro a medida que las estrellas orbitan, y aún podemos decir que la estrella es doble. Tales estrellas de "una sola línea" (llamadas así porque solo hay un CONJUNTO de líneas, es decir, las líneas observadas no se duplican) proporcionan información limitada sobre las masas, pero si podemos estimar la masa de la estrella que vemos desde su naturaleza y brillo, entonces podemos derivar un límite inferior a la masa del compañero invisible.

Interactuando estrellas dobles

Dos estrellas de un doble muy cercano pueden intercambiar materia a través de las mareas, la masa generalmente fluye de la estrella más grande a la más pequeña. Tal gas que fluye tiene una baja densidad e irradia líneas de emisión que se superponen en el espectro del doble y revelan el hecho de que las estrellas están interactuando. A partir de los tipos y la naturaleza de las líneas de emisión y de sus cambios Doppler, podemos aprender las tasas, las masas y las velocidades de los flujos para construir una imagen de cómo tienen lugar las interacciones.

Descubrimiento del planeta

El concepto de "línea simple" tiene una aplicación poderosa en el descubrimiento de planetas que orbitan alrededor de otras estrellas. En un sistema de doble estrella , cada estrella afecta a la otra y cada una gira en torno a un centro de masa común. Por lo tanto, cada estrella se mueve hacia adelante y hacia atrás a lo largo de la línea de visión. Incluso un planeta en órbita hará que su estrella se mueva hacia adelante y hacia atrás en una pequeña cantidad. El Sol se mueve a una velocidad de aproximadamente tres metros por segundo como resultado del tirón de Júpiter. La cantidad por la cual un planeta cambiará el espectro de una estrella está fácilmente dentro del rango de medición moderna. A partir de movimientos reflexivos tan sutiles, inferimos las masas de pequeños cuerpos, de planetas. Se han encontrado cientos con masas que van desde las enanas marroneshasta aproximadamente comparable a la de la Tierra. Los planetas también se encuentran si transitan frente a sus estrellas, causando caídas en el brillo. Si las dos técnicas detectan los planetas, podemos encontrar masas, radios y densidades planetarias. Los tránsitos también potencialmente permiten examinar los espectros de las atmósferas planetarias.

Para conocer las estrellas

Al examinar los espectros, nos hemos movido de lo muy pequeño, de pequeñas ondas y átomos, a lo muy grande, a las estrellas, y luego en escala a los planetas. Pero nuestro Sol y nuestro sistema planetario vinieron de "afuera", entre las estrellas. Para conocernos a nosotros mismos, por lo tanto, debemos entender las estrellas y su naturaleza. Pero la única forma de entenderlos realmente es entender y apreciar sus espectros, los arcoiris de colores que nos llevan a sus profundidades. Sin espectros, se entendería poco de las naturalezas estelares y todavía estaríamos mirando al cielo en ignorancia en lugar de con la maravilla moderna del descubrimiento.