Espectroscopia astronómica

La espectroscopia astronómica ye la téunica d'espectroscopia usada en astronomía. Puesto que la espectroscopia queda bien descrita nel so propiu artículu, equí vamos centrar nel so usu n'astronomía. L'oxetu d'estudiu ye'l espectru de la radiación electromagnético, incluyida la lluz visible, que radia dende estrelles y otros oxetos celestes. La espectroscopia puede usase pa pescudar munches propiedaes d'estrelles y galaxes distantes, tales como la so composición química y movimientu, por aciu efeutu Doppler.

 Historia 
La espectroscopia astronómica empieza coles observaciones iniciales de la lluz del Sol esvalixada por un prisma, realizaes por Isaac Newton. Él reparó un arcu iris de color y quiciabes inclusive linia d'absorción escures. Les primeres descripciones de los espectros de Siriu y Arturo por William Herschel (1798), la clasificación de les llinies del espectru del Sol por Joseph von Fraunhofer (1814), la identificación d'elementos químicos na atmósfera solar por Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen (1861), les primeres plaques y clasificaciones d'espectros estelares de Lewis Morris Rutherfurd (1862) y, finalmente, el meticuloso trabayu del xesuita Angelo Secchi mientres la década de los 60 del sieglu XIX, remataron cola primer clasificación d'estrelles, según la so distribución de llinies espectrales, en cuatro grupos d'alcuerdu a los componentes químicos de les sos atmósferes (1867). En 1886, Mary Draper, vilba de Henry Draper, pioneru nel llogru de fotografíes d'espectros d'estrelles, decidió, n'homenaxe al so home, financiar los trabayos del astrónomu del Observatoriu del Harvard College Edward Charles Pickering pa llograr un gran catálogu d'espectros estelares. Este contrató a Williamina Fleming y a otros nueve muyeres pa realizar los cálculos y clasificar los espectros nes plaques fotográfiques. Pickering, con sofitu del so hermanu menor William Henry Pickering, al igual que Piazzi Smyth en Tenerife, perfeccionó'l métodu de llogru d'espectros estelares asitiando un prisma nel oxetivu del telescopiu y siguió ameyorando les téuniques espectroscópicas a lo llargo de tola década de los 80. Williamina Fleming identificó y clasificó los espectros de más de 10.000 estrelles. Amplió la clasificación de los cuatro grupos de Secchi ya introdució un nuevu esquema basáu en 16 tipos tomando como referencia les llinies d'absorción del Hidróxenu, identificándolos alfabéticamente dende l'A a la N (saltando la J), más les lletres O pa estrelles con llinies brilloses d'emisión, P pa nebuloses planetaries y Q pa les estrelles que nun encaxar nos grupos anteriores. Esta primer entrega del Catálogu Henry Draper, en compensación pol financiamientu recibida, publicar Edward Pickering en 1890 ensin figurar Fleming como autora (anque sí ta citada nel interior y, darréu, nun duldar en faer reconocencia pública de la so autoría) y ye la base de la clasificación espectral güei n'usu (clasificación estelar de Harvard). La llegada d'espectros cada vez de mayor resolución y la creación del Observatoriu y Telescopiu d'Arequipa (Perú) nel Hemisferiu Sur, dexó al equipu empobináu por Fleming y Pickering evolucionar na clasificación, sobremanera coles decisives aportaciones d'otros dos miembros del so equipu, Antonia Caetana Maury y Annie Jump Cannon, quien reordenaron los grupos espectrales y aumentaron el númberu d'estrelles clasificaes. Na publicación de les estensiones del Catálogu Draper lideraes por Maury (1897) y Cannon (1901 y delles otres hasta la so muerte en 1941) yá figuren elles como los autores del trabayu. En total, les clasificaciones d'estrelles llevaes a cabu por estes muyeres fueron más de 400.000.Julio A. Castro Almazán, "La criada qu'afayó 10.000 estrelles", n'El País, 29-X-2015, https://elpais.com/elpais/2015/10/28/ciencia/1446051155_519282.html

 Estrelles 
Les bandes escures qu'apaecen nel espectru solar describir por primer vegada en detalle Joseph von Fraunhofer. La mayoría d'espectros estelares comparten estos dos carauterístiques dominantes del espectru solar: emisión en toles llonxitúes d'onda del espectru ópticu (el continuum) y delles linia d'absorción discretes superpuestes.

Denominaciones orixinales de Fraunhofer (1817) pa les llinies d'absorción del espectru solar:
  Lletra 
  Llonxitú d'onda (nm) 
  Orixe químicu  <center>A<center> 
  759,37
  <center>O2 atmosféricu<center>  686,72
  <center>O2 atmosféricu<center>   656,28
  <center>hidróxenu alpha<center>   589,59
  <center>sodiu neutru<center>  589,00
  <center>sodiu neutru<center>  526,96
  <center>fierro neutru<center>  486,13
  <center>hidróxenu beta<center>  431,42
  <center>molécula CH<center>  396,85
  <center>calciu ionizado<center>  393,37
  <center>calciu ionizado<center>

Fraunhofer y Angelo Secchi tuvieron ente los pioneros de la espectroscopia del Sol y otres estrelles. Recuérdase especialmente a Secchi por clasificar les estrelles en tipos espectrales basándose nel númberu y fuercia de les llinies d'absorción del so espectru. Más palantre afayóse que l'orixe de los tipos espectrales taba rellacionáu cola temperatura superficial de la estrella y namái podía reparase determinaes llinies d'absorción dientro d'un ciertu rangu de temperatures, porque namái nesi rangu enllenaben los niveles enerxéticos atómicos rellacionaos.

Les llinies d'absorción nos espectros estelares pueden utilizase pa determinar la composición química d'una estrella. Cada elementu ye responsable d'un conxuntu distintu de llinies d'absorción nel espectru a llonxitúes d'onda que pueden midise de forma desaxeradamente fiable por aciu esperimentos en llaboratoriu. Poro, una llinia d'absorción nuna llonxitú d'onda concreta nun espectru estelar amuesa qu'esi elementu tien de tar presente. Les llinies d'absorción del hidróxenu (que s'atopa na atmósfera de cuasi cualquier estrella) son particularmente importantes. Les llinies del hidróxenu que s'atopen dientro del espectru visible denominar llinies de Balmer.

En 1868, Sir Norman Lockyer reparó fuertes llinies marielles nel espectru solar que nun viera nunca n'esperimentos nel llaboratoriu. Dedució que tenía de tratase d'un elementu desconocíu, al que llamó heliu, del griegu helios (sol). L'heliu nun se detectó de forma concluyente na Tierra hasta 25 años dempués.

Na mesma década detectáronse llinies d'emisión (una verdesobremanera) nel espectru coronal mientres los eclises solares que nun se correspondíen a nenguna llinia espectral conocida. De nuevu propúnxose qu'esto se debía a un elementu desconocíu, denomináu coronio de forma provisional. Nun foi hasta la década de 1930 que s'afayó qu'estes llinies proveníen de fierro y níquel bien ionizados, debiéndose esta ionización a les temperatures estremes de la corona solar.

En xunto cola física atómica y los modelos d'evolución estelar, la espectroscopia estelar úsase anguaño pa determinar un ensame de propiedaes estelares: la so distancia, edá, lluminosidá y tasa de perda de masa pueden envalorase por aciu estudios espectrales, y los estudios sobre efeutu Doppler pueden afayar la presencia de compañeros ocultos tales como furacos negros y exoplanetes.

 Nebuloses 
Nos primeros tiempos de l'astronomía telescópica, la pallabra nebulosa usar pa describir cualquier mancha borrosa que nun paeciera una estrella. Munches d'éstes, como la Nebulosa de Andrómeda, teníen espectros que se paecíen enforma a los estelares, y acabaron resultando galaxia. Otres, como la Nebulosa Ojo de gatu, tenía espectros bien distintos. Cuando William Huggins reparó'l Güeyu de Gatu, nun atopó un espectru continuu como'l del Sol, sinón namái unes poques linia d'emisión fuertes. Estes llinies nun se correspondíen con nengún elementu terrestre conocíu, ya igual qu'asocedió col heliu que s'identificara nel sol, los astrónomos suxirieron que les llinies deber a un nuevu elementu, nebulio (llamáu dacuando nebulo o nefelio). En realidá, na década de 1920 describióse que les llinies deber al osíxenu, un elementu bien familiar. Pero les nebuloses tán de normal bien rarificadas; son muncho menos trupes que'l meyor vacíu consiguíu na Tierra. Nestes condiciones, los átomos portar d'una manera bien distinta y pueden formase llinies que se suprimen a densidaes normales. Estes llinies conócense como llinies prohibíes y son les más potentes na mayoría d'espectros nebulares.

 Galaxes 
L'espectru de les galaxia paecer al estelar, yá que consiste na lluz de millones d'estrelles combinaes. La espectroscopia galáutica condució a munchos descubrimientos fundamentales. Edwin Hubble afayó na década de 1920 que, amás de les más cercanes (aquelles no que se conoz como'l Grupu Llocal), toles galaxes alloñar de la Tierra. Cuanto más lloñe tea una galaxa, más rápido tase alloñando (ver la Llei de Hubble). Ésta foi la primer indicación de que l'Universu crear nun únicu puntu, nun Big Bang.

Los estudios de Fritz Zwicky sobre agrupaciones galáctiques por aciu efeutu Doppler atoparon que la mayoría de les galaxes tán moviéndose más rápidu de lo que paecía posible, polo que se conocía de la masa d'estes agrupaciones. La hipótesis de Zwicky ye que tien d'esistir una gran cantidá de materia non lluminoso nes agrupaciones galáctiques: lo qu'acabó conociéndose como materia escuro

 Cuásares 
Na década de 1950 atopáronse delles potentes fontes de radiu acomuñaes a oxetos bien tenues que paecíen ser bien azules. Llamóse-yos Fuentes de radiu cuasi-estelares, o cuásares. Cuando se llogró'l primer espectru d'unu d'estos oxetos, atopóse daqué misteriosu, con llinies d'absorción en llonxitúes d'onda onde nun s'esperaben. Llueu s'entendió que lo que se taba viendo yera un espectru galácticu normal, pero bien corrida en candia. Acordies cola Llei de Hubble, esto implicaba que'l cuásar tenía de ser bien distante, y por tanto bien lluminosu. Anguaño piénsase que los cuásares son galaxes en formación, cola so gran emisión enerxética alimentada por furacos negros supermasivos.

 Planetes y asteroides 

Los planetes y asteroides rellumen namái reflexando la lluz del Sol. La lluz reflexada contién bandes d'absorción por cuenta de los minerales presentes nes roques de los cuerpos predresos, o a elementos y molécules presentes nes atmósferes de los xigantes gaseosos. Los asteroides pueden clasificase en tres tipos principales, d'alcuerdu al so espectru: los tipu C tán compuestos por materiales carbonáceos; los tipu S consisten principalmente de silicato; y los tipu M son 'metálicos'. Los asteroides de tipos C y S son los más comunes.

 Cometes 
L'espectru de los cometes consiste nun espectru solar reflexáu nes nubes de polvu que lu arrodien, según en llinies d'emisión formaes cuando'l vientu solar topeta colos gases qu'arrodien al cometa. L'analís de la composición de les cometes amosó que tán fechos de materiales vírxenes provenientes de los tiempos de formación del sistema solar. Sábese qu'esisten munchos compuestos orgánicos nes cometes, y suxirióse que los impautos cometarios pueden apurrir a la Tierra enforma de l'agua de les sos océanos y los compuestos necesarios pa la formación de la vida. Suxirióse que la vida puede ser traida a la Tierra por cometes dende l'espaciu interestelar (la teoría de la Panspermia).

 Ver tamién 
 Canal de Gunn-Peterson
 Monte Lyman-alfa
 Fotometría
 Espectrómetru
 Espectru d'emisión
 Llinia d'hidróxenu

 Referencies 

 Enllaces esternos 

 The Science of Spectroscopy - sofitáu pola NASA. Wiki y películes d'educación espectroscópica - introducción a la lluz, los sos usos na NASA, ciencia espacial, astronomía, medicina y saludu, investigación medioambiental y productos de consumu.
 Biblioteques d'espectros estelares - D. Montes, UCM

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