Espectroscopia

Espectro de luz de una llama de alcohol

Luz visible como parte del espectro electromagnético

La espectroscopia o espectroscopía es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia, con absorción o emisión de energía radiante. Tiene aplicaciones en astronomía, física, química y biología, entre otras disciplinas científicas.

El análisis espectral se basa en detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética a ciertas longitudes de onda, en relación con los niveles de energía implicados en una transición cuántica.

Existen tres casos de interacción con la materia:

choque elástico: existe solo un cambio en el impulso de los fotones (por ejemplo, los rayos X, la difracción de electrones y la difracción de neutrones);
choque inelástico: por ejemplo, la espectroscopia Raman;
absorción o emisión resonante de fotones.

Teoría

La teoría central de la espectroscopia es que la luz está formada por diferentes longitudes de onda y que cada longitud de onda corresponde a una frecuencia diferente. La importancia de la espectroscopia se centra en el hecho de que cada elemento diferente en la tabla periódica tiene un espectro de luz único descrito por las frecuencias de luz que emite o absorbe, apareciendo consistentemente en la misma parte del espectro electromagnético cuando esa luz es difractada. Esto abrió todo un campo de estudio con cualquier cosa que contenga átomos, que es toda la materia. La espectroscopia es la clave para comprender las propiedades atómicas de toda la materia. De esta manera, la espectroscopia abrió muchos nuevos subcampos de la ciencia aún por descubrir. La idea de que cada elemento atómico tiene su propia firma espectral ha permitido utilizar la espectroscopia en un gran número de campos, cada uno de ellos con un objetivo específico que se consigue mediante procedimientos espectroscópicos diferentes. El Instituto Nacional de Estándares y Tecnología mantiene una base de datos pública de espectros atómicos que se actualiza continuamente con mediciones precisas.

La ampliación del campo de la espectroscopia se debe al hecho de que cualquier parte del espectro electromagnético puede utilizarse para analizar una muestra, desde el infrarrojo hasta el ultravioleta, indicando a los científicos diferentes propiedades sobre la misma muestra. Por ejemplo, en el análisis químico, los tipos más comunes de espectroscopia incluyen la espectroscopia atómica, la espectroscopia infrarroja, la espectroscopia ultravioleta y visible, la espectroscopia Raman y la resonancia magnética nuclear. En la resonancia magnética nuclear (RMN), la teoría que la sustenta es que la frecuencia es análoga a la resonancia y su correspondiente frecuencia resonante. Las resonancias por la frecuencia se caracterizaron por primera vez en sistemas mecánicos como péndulos que tienen una frecuencia de movimiento notada famosamente por Galileo.

Aspectos generales

El mecanismo por el cual la materia emite radiación electromagnética es el dominio de la espectroscopia. La radiación electromagnética se atribuye a las diferencias de energía en las transiciones de los electrones de unos niveles atómicos a otros. La espectroscopia se relaciona en la mayoría de los casos con la tercera interacción. Estudia en qué frecuencia o longitud de onda una sustancia puede absorber o emitir energía en forma de un cuanto de luz.

La energía de un fotón (un cuanto de luz) de una onda electromagnética o su correspondiente frecuencia equivale a la diferencia de energía entre dos estados cuánticos de la sustancia estudiada:

ΔE=h⋅ν

donde h es la constante de Planck, ν es la frecuencia del haz de luz u onda electromagnética asociada a ese cuanto de luz y ΔE es la diferencia de energía. Esta ecuación es conocida también como la ecuación básica de la espectroscopia. Las diferencias de energía entre estados cuánticos dependen de la composición elemental de la prueba o de la estructura de la molécula, y por eso este método proporciona información importante para astrónomos, físicos, químicos y biólogos.

Por medio de un espectrofotómetro se mide el espectro de la luz (intensidad de la luz absorbida, reflejada o emitida en función de la frecuencia o de la longitud de onda). Los espectros se diferencian considerablemente de elemento a elemento.

Definición de «espectro»

En general, se denomina «espectro» a la distribución de la intensidad en función de la frecuencia o de la longitud de onda.

Además de la luz visible, la espectroscopia cubre hoy en día una gran parte del espectro electromagnético.

Objetivo de la espectroscopia

El objetivo de la espectroscopia es obtener información acerca de una prueba o de un cuerpo radiante. Por ejemplo:

la estructura interna o la temperatura (por ejemplo de estrellas);
la composición o la cinética de una reacción química;
la espectroscopia analítica identifica átomos o moléculas por medio de sus espectros.

Historia

Esta sección es un extracto de Historia de la espectroscopia.

La luz puede ser separada en un espectro mediante un prisma. El espectro resultante puede ser entonces analizado

Joseph von Fraunhofer en una demostración del espectroscopio.

Comparación de principios del siglo XX de espectros elementales, solares y estelares

La historia de la espectroscopia comenzó con los experimentos de óptica de Isaac Newton (1666-1672). Desde la antigüedad, los filósofos naturales habían especulado sobre la naturaleza de la luz y su comprensión moderna comenzó con el experimento del prisma: «En 1672, en el primer artículo que envió a la Royal Society, Isaac Newton describió un experimento en el que permitió que la luz del sol pasara a través de un pequeño orificio y luego a través de un prisma, Newton descubrió que la luz del sol, que nos parece blanca, en realidad está formado por una mezcla de todos los colores del arcoíris».Fr. 1 Newton aplicó la palabra «espectro» (spectrum) para describir el arcoíris de colores que se combinan para formar la luz blanca y que se revelan cuando cualquier haz incidente de luz blanca, no necesariamente procedente del Sol, pasa a través de un prisma. Newton tuvo que esforzarse para demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma, sino que realmente eran los constituyentes de la luz blanca.

En los siglos XVIII y XIX, el prisma usado para descomponer la luz fue mejorado con rendijas y lentes telescópicas con lo que se consiguió así una herramienta más potente y precisa para examinar la luz procedente de distintas fuentes. «En 1802, William Hyde Wollaston construyó un espectrómetro mejorado que incluía una lente para enfocar el espectro del Sol sobre una pantalla. Al usarlo, Wollaston se dio cuenta de que los colores no se distribuían uniformemente, sino que faltaban parches de colores, que aparecían como bandas oscuras en el espectro». Joseph von Fraunhofer, astrónomo y físico, utilizó ese espectroscopio dispersivo inicial para descubrir en 1815 que el espectro de la luz solar estaba dividido por una serie de líneas oscuras —hoy líneas de Fraunhofer—, cuyas longitudes de onda calculó con extremo cuidado.

Sin embargo, la luz generada en laboratorio mediante el calentamiento de gases, metales y sales mostraba una serie de líneas estrechas, coloreadas y brillantes sobre un fondo oscuro. La longitud de onda de cada una de esas bandas era característica del elemento que se había calentado y fue cuando surgió la idea de utilizar esos espectros como huella digital de los elementos. A partir de ese momento, se desarrolló una verdadera industria dedicada exclusivamente a la realización de espectros de todos los elementos y compuestos conocidos: la espectroscopia se convirtió en una técnica científica más precisa y cuantitativa que desempeñó, y sigue desempeñando, un papel importante en la química, la física y la astronomía.

También se descubrió que, si se calentaba un elemento lo suficientemente (incandescente), producía una luz blanca continua, con un espectro completo de todos los colores, sin ningún tipo de línea o banda oscura. En poco tiempo se avanzó al hacer pasar esa luz de espectro continuo a través de una fina película a una temperatura menor de un elemento seleccionado. En 1860, el físico Gustav Kirchhoff y el químico Robert Bunsen, tras un laborioso trabajo para obtener muestras puras de los elementos conocidos, ya habían mostrado que las líneas oscuras en el espectro solar correspondían con las líneas brillantes en los espectros de algunos gases conocidos, siendo líneas específicas que correspondían a elementos químicos únicos presentes en la atmósfera del Sol: cada elemento emitía y absorbía luz a ciertas frecuencias fijas que lo caracterizaban.5 Kirchhoff dedujo que las líneas oscuras en el espectro solar eran causadas por la absorción de elementos químicos en la atmósfera solar. De esta manera se comprobó que los elementos químicos que se encuentran en el Sol y en las estrellas también se encontraban en la Tierra y fue la prueba de que la materia de los objetos celestes era la misma que la de la Tierra. Este descubrimiento también condujo a un nuevo método de análisis indirecto, que permitía conocer la constitución química de las estrellas lejanas y clasificarlas.

Kirchhoff y Bunsen estudiaron el espectro del Sol en 1861, identificando los elementos químicos de la atmósfera solar y descubriendo dos nuevos elementos en el transcurso de sus investigaciones, el cesio y el rubidio. Norman Lockyer también estudió los espectros solares y estelares y en 1868 detectó líneas radiantes y oscuras en los espectros solares. Trabajando con el químico Edward Frankland para investigar los espectros de los elementos a varias temperaturas y presiones, no pudo asociar una línea amarilla del espectro solar con ningún elemento conocido, afirmando que la línea representaba un nuevo elemento, que llamó helio, en honor al griego Helios, la personificación del sol. En 1895 se descubrió el helio terrestre.

Relación con el estudio de los astros

Los astros, así como la materia interestelar, emiten ondas electromagnéticas; los astrónomos han llegado al conocimiento de cuanto sabemos del ámbito extraterrestre descifrando los mensajes que portan esas ondas cuando llegan a nuestro planeta. Debe advertirse que la emisión y las modificaciones ulteriores experimentadas por esas radiaciones son resultado de no pocos factores: la composición elemental de la fuente que los emite, temperatura, presión y grado de ionización a que se halla la misma, influencia de los campos magnéticos y eléctricos, etc. Por otra parte, como los astrónomos y físicos han reproducido en sus laboratorios esos diferentes estados de la materia y obtenido los espectros correspondientes, estos sirven de patrones que permiten analizar los espectros de los cuerpos celestes y extraer toda la información que contienen. En el caso de los espectros luminosos, los estudios constituyen el análisis espectral, que consiste específicamente en el estudio de una luz previamente descompuesta en radiaciones monocromáticas mediante un prisma o una red de difracción.

Por otra parte las orbitales del átomo de un elemento químico son tan características del mismo como las huellas digitales de un individuo, y siempre diferentes de las de cualquier otro elemento. Es así como los físicos han podido catalogar el conjunto de las radiaciones luminosas que emite cada uno de los elementos cuando se halla en estado de incandescencia.

La luz que recibimos de una estrella, por ejemplo, consiste en una mezcla de radiaciones, algunas de las cuales provienen de átomos de hidrógeno, de helio, de hierro, etc. Si a esa luz se la hace pasar por una rendija para obtener un haz largo y estrecho, y si este atraviesa un prisma, las distintas radiaciones quedarán clasificadas, ya que el prisma desvía hacia un extremo las de longitud de onda más larga (correspondientes a la luz roja) y hacia el otro las de longitud de onda más corta (luz violeta); entre ambos extremos se ordenarán las ondas de longitud intermedia: anaranjado, amarillo, verde, azul y añil. En suma, así se obtiene un espectro continuo cuyo aspecto es el de una estrecha franja transversal de arcoíris.

Entre la emisión de ese espectro por los átomos excitados por el calor de la estrella y su recepción en la Tierra interviene otro fenómeno que es el que permite el análisis espectral. Cada vez que una radiación emitida encuentra, durante su propagación en la misma atmósfera de la estrella, un vapor que contiene átomos del mismo elemento, es absorbida por uno de estos. Por consiguiente, en el espectro de aquella estrella que se obtendrá en la Tierra cada uno de los puestos correspondientes a las longitudes de onda interceptadas quedará falto de luz y en él aparecerá una raya oscura. Así, en lugar del espectro de emisión se obtendrá un espectro de absorción que contendrá en forma de rayas las huellas de todos los elementos químicos existentes en el astro.

Además de indicar la composición elemental de la fuente luminosa y el estado físico de su materia, el espectro revela si el cuerpo luminoso y la Tierra se acercan o se alejan entre sí, además de indicar la velocidad relativa a la que lo hacen (efecto Doppler-Fizeau).

Aplicaciones

En el espectro de las estrellas siempre existe una zona de radiaciones más intensas que las demás. Esa preponderancia es independiente de la composición química del astro y resulta de la temperatura superficial de este. Sabemos por experiencia que, si a un metal se le calienta progresivamente, este empieza por tener una incandescencia de color rojo oscuro que va volviéndose cada vez más claro y acaba por dar una luz blanca. Así, las estrellas rojas son menos calientes que las anaranjadas, y estas de las amarillas y así en más. Partiendo de los espectros, los astrónomos han podido averiguar la temperatura superficial de las estrellas y clasificarlas en grupos (diagrama de Hertzsprung-Russell).

Por otra parte, al comparar las rayas del espectro de una estrella con las de una luz terrestre, se observa que en el espectro estelar las rayas se encuentran corridas ligeramente hacia el extremo rojo del espectro o hacia el color violeta. Ese fenómeno, debido al efecto Doppler-Fizeau, permite calcular la velocidad radial con la que la estrella se aleja o se acerca a la Tierra. En particular, ha permitido descubrir que todas las galaxias se alejan unas de otras, lo cual constituye una prueba de la expansión del universo.

Finalmente, gracias al análisis espectral se descubrió el helio en 1868 tras identificar las rayas obtenidas en un espectro después de que tuviese lugar un eclipse solar. Desde entonces, el análisis espectral de los cuerpos celestes ha revelado que todos se componen de los elementos que conocemos en la Tierra y que figuran en la tabla periódica de Mendeleiev.

Tipos de espectroscopia

Los principales fenómenos utilizados son:

la emisión de radiaciones por una muestra después de la excitación por una fuente óptica, térmica o eléctrica: espectroscopia de emisión;
la absorción de radiaciones por una muestra cuando es iluminada por una fuente óptica: espectroscopia de absorción;
la fluorescencia (absorción y luego emisión de radiación): espectroscopia de fluorescencia.

Estos fenómenos pueden hacer intervenir:

las propiedades moleculares, involucrando a los electrones que participan en los enlaces químicos: espectroscopia molecular;
las propiedades atómicas, involucrando a los electrones de los átomos: espectroscopia atómica.

La siguiente tabla presenta una ilustración de las diferentes técnicas de espectroscopia en función del dominio de longitud de onda.

Otras técnicas de espectroscopia

Espectrometría de masas

Espectrometría electrónica

Espectroscopia de resonancia

Otros

La espectroscopia en astronomía

Espectroscopia astronómica

La espectroscopia es una técnica muy utilizada en astronomía, principalmente en el UV, óptica e infrarrojo. Se distingue:

la espectroscopia de rendija larga que usa los primeros órdenes de difracción y generalmente se usa para espectroscopia de un solo objeto a la vez;
la espectroscopia de escala que utiliza los altos órdenes de difracción y que permite alcanzar resoluciones espectrales muy altas;
la espectroscopia multiobjetos que se dedica a la espectroscopia simultánea de varios objetos a la vez, ya sea mediante máscaras o utilizando fibras ópticas.

¿De qué están hechas las estrellas?

Sir Isaac Newton fue la primera persona en conseguir explicar porqué cuando un rayo de luz, procedente del Sol, atraviesa un vidrio con un determinado ángulo de incidencia ésta se dispersa mostrando colores. Siguiento este razonamiento, postuló que la luz procedente de otras estrellas también se dispersaría al atravesar un prisma de la misma manera.

Un prisma triangular dispersando un haz de luz blanca. Las mayores longitudes de onda (rojas) se separan de las más pequeñas (las violetas).

Estudios posteriores y mucho más precisos, mostraron que este espectro no era continuo, sino que tenía varias líneas negras a lo largo de él. Cecilia Payne descurbrió que las líneas en las que emite el Hidrógeno eran muy similares a las líneas que absorbía el Sol: es decir, hay hidrógeno en el Sol.

En otras palabras, si conocemos el espectro de emisión de un objeto, sabremos inmediatamente su espectro de absorción. Con esta información podremos averigüar la composición química del resto de estrellas.

Espectros de Emisión vs Absorción

La composición química de un objeto está relacionada con su temperatura. En función de esto, podemos clasificar las estrellas. Mirando sus espectros podemos diferenciar siete tipos principales de estrellas, llamadas tipo O, tipo B, tipo A, tipo F, tipo G y/o tipo M. Esta clasificación puede ser más precisa si le añadimos detrás de cada letra un número, del 1 al 9. Pero por ahora nos limitaremos a las ya mencionadas.

El Sol es una estrella tipo G.

El objetivo de esta experiencia es conocer los elementos químicos que componen el Sol y otras estrellas. ¿Te animas?

El código de barras de las estrellas

Cuando comencé, 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.

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)…

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.

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:

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 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.

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.

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