Espectros II: las Líneas Espectrales

Vamos ahora con la segunda parte de nuestro post sobre espectros. Previamente, vimos que un espectro se obtiene a partir de la descomposición de la luz en las distintas frecuencias (o longitudes de onda) de las que está hecha. Estas distintas frecuencias forman un abanico completo llamado espectro electromagnético, en el cual la luz que vemos todos los días representa sólo un pequeño rango. La cantidad (intensidad) de radiación recibida en cada longitud de onda es lo que llamamos nosotros finalmente espectro, el cual se puede graficar para apreciarlo mejor:

Espectros observados para estrellas de distintos colores.

Los espectros mostrados aquí corresponden a estrellas. Sin embargo, los espectros pueden obtenerse de cualquier fuente que emita radiación (luz): galaxias, nebulosas, AGNs, etc. Fuera del ámbito astronómico, podemos también obtener espectros de fuentes luminosas acá en la Tierra, por ejemplo: del tubo fluorescente, o de cualquier fuente con un gas caliente.

Fueron precisamente éstas las primeras fuentes en ser estudiadas espectralmente. Quienes las estudiaron, se dieron cuenta que el patrón de líneas espectrales que se formaba era diferente para cada elemento. Comparando las líneas de estos gases con las líneas observadas en el espectro del Sol y las estrellas, fue posible determinar que éstas se componían mayoritariamente de hidrógeno, seguidas de helio. Sin embargo, esto no contestaba la pregunta fundamental: ¿cómo se forman las líneas espectrales?

Un Sistema Solar Cuántico

Para responder, primero debemos imaginarnos un átomo. Sabemos que éste está compuesto por el núcleo, el cual alberga a los protones y los neutrones, mientras que los electrones giran en torno a él. Los electrones giran en torno al núcleo gracias a la fuerza de atracción electromagnética entre las cargas positivas y negativas, de la misma forma en que la Tierra es atraída al Sol gracias a la fuerza de gravedad. Por ende, desde cierto punto de vista, un átomo es una especie de Sistema Solar en miniatura.

Sin embargo, hay diferencias. La primera, es que el electrón no se encuentra girando en una órbita como los planetas. En su lugar, el electrón se ubica en ciertos niveles de cercanía o lejanía respecto al núcleo llamados orbitales. Si bien podemos imaginarnos un orbital como análogo a una órbita (la trayectoria que sigue un planeta en torno al Sol), el electrón no da vueltas en ella sino que simplemente está situado dentro de esa “órbita”. Por principio de incertidumbre de Heisenberg, no es posible conocer la posición exacta de un electrón dentro de su orbital, por lo que sólo podemos conocer la probabilidad de que el electrón esté en cierto punto de su “órbita”. De todas formas, lo que realmente importa es saber en qué orbital se encuentra el electrón.

La segunda diferencia es que, a diferencia del Sistema Solar en donde la órbita de un planeta puede estar a cualquier distancia del Sol, en el caso atómico los lugares en donde se ubican los orbitales están muy bien definidos. Así, el orbital más cercano al núcleo lo llamamos n=1, al que sigue n=2 y así sucesivamente. De aquí, un electrón puede estar en el orbital n=1, en el n=2, n=3 pero ¡jamás estará entre medio de éstos!. Los orbitales están entonces cuantizados, lo cual significa que se pueden contar o describir usando números enteros (n=1, 2, 3, etc pero nunca n=1.5). Estas diferencias radican en que, como entramos a un mundo más pequeño, las partículas acá descritas se rigen por la Mecánica Cuántica, por lo que podemos pensar en el modelo atómico como un pequeño Sistema Solar Cuántico.

series_espectrales_hidrogeno

Modelo atómico para el átomo de hidrógeno (con sólo un protón en el núcleo y sólo un electrón orbitando), conocido como Modelo de Bohr. Se puede observar los orbitales, y los valores de las longitudes de onda de los fotones emitidos o absorbidos.

Esto nos lleva a la tercera diferencia: contrario a los planetas, los electrones pueden cambiarse de orbital. Un electrón en el orbital n=2 puede “saltar” al orbital n=3 o viceversa. Aquí llegamos a un punto clave: sabemos que el efecto gravitacional del Sol sobre los planetas es más fuerte sobre Mercurio (que está más cerca) que sobre Neptuno (que está más lejos). Lo mismo pasa con el átomo: un electrón en el orbital n=1 está más atraído al núcleo que un electrón en el nivel n=5. Si ambos quisiera escapar del átomo (para ser un electrón libre), naturalmente el electrón en el orbital n=1 necesitará más energía para escapar que el que está en n=5.

¿De dónde obtiene esa energía? La respuesta implica que la luz deje de ser vista ya como una onda, y la asumamos como una partícula al igual que los protones, neutrones o electrones.

La Luz como una Partícula

Dada la naturaleza dual de la luz, ésta puede comportarse tanto como una onda (como vimos anteriormente, al ser ésta producida por un campo electromagnético) o como una partícula según sea el caso. Esta dualidad es uno de los pilares de la Mecánica Cuántica, y nos demuestra que la naturaleza del Universo microscópico está aún lejos de ser comprendida.

Una partícula de luz se llama fotón. Dentro de sus principales propiedades, es la de no tener masa (no podemos “pesar” un fotón) pero sí poseer energía y momentum (es decir, puede chocar contra partículas con masa y moverlas). La energía de un fotón se calcula, no a partir de la famosa fórmula de Einstein E=m*c^2 (porque no tienen masa) sino que a partir de la fórmula E=h*f, siendo f la frecuencia y h la constante de Planck. Sí, nos referimos a las mismas frecuencias que vimos en el post anterior cuando consideramos a la luz como una onda dentro del espectro electromagnético; y de esta fórmula se observa que los fotones con una frecuencia más alta serán más energéticos.

¿Y qué tiene que ver el fotón con un electrón dentro de un átomo? Pues bien, la energía que requiere un electrón para escapar del átomo, o simplemente saltar a un nivel n superior lo logra absorbiendo un fotón. Y no cualquier fotón, sino uno que tenga exactamente la energía correspondiente a la diferencia energética entre los diferentes orbitales. Por ejemplo, un electrón en el nivel n=1 tiene una energía E1. Si quiere el electrón moverse a un nivel n=3 (energía E3). Por ende, la diferencia energética es E3-E1 y el fotón que debe ser absorbido para que el electrón pueda saltar de nivel debe tener una frecuencia tal que su energía sea este diferencia (es decir, una frecuencia tal que cumpla h*f=E1-E2).

Estas frecuencias (o longitudes de onda, recordemos que ambos son análogos) se pueden calcular. Así, sabemos exactamente de qué longitud de onda será el fotón producido en una transición específica. La ilustración del modelo atómico del hidrógeno (modelo de Bohr) muestra qué longitudes de onda se producen entre las distintas posibles transiciones. Lo mismo se puede hacer para el helio, o para otros elementos. En todos estos casos, la longitud de onda calculada de la fórmula E=hf coincide con la observada, lo cual muestra que la teoría tiene sustento.

De aquí entonces, si tenemos muchos átomos juntos que quieren hacer la misma transición y les lanzamos un haz de luz, observaremos que una parte del espectro que se formará aparecerá vacía. Esto significa que una frecuencia específica ha sido absorbida por los átomos, y por ende es radiación “faltante”. Es así como se forman las líneas espectrales de absorción (absorben fotones).

De la misma forma, cuando un electrón quiere descender de nivel (perder energía), emitirá un fotón con una longitud de onda específica equivalente a la diferencia exacta de energía entre los dos niveles a moverse. Lo que observaremos en este caso será una emisión extra de luz a una específica frecuencia: observaremos una línea espectral de emisión (emite fotones).

En el Universo, observamos líneas de absorción cuando observamos una fuente caliente y luminosa como una estrella (llamada cuerpo negro, no porque sean negras sino porque no rebotan radiación) rodeadas de un gas más frío que la estrella fuente (como la propia atmósfera de la estrella). En este caso, el gas absorbe la luz que proviene desde el interior de la estrella. Por su parte, las líneas de emisión se producen en el mismo gas y se pueden observar siempre y cuando la fuente más luminosa (estrella) no se encuentre detrás. Así, por ejemplo, los espectros de emisión se observan en nebulosas, o en estrellas con atmósferas muy densas (como estrellas de Wolf-Rayet).

Fantasmas del Conocimiento

Ahora que sabemos cómo se forma un espectro con todas sus líneas, ¿qué información es posible obtener de él? ¿Qué cosas nos permiten saber los ‘fantasmas’ de los cuerpos celestes?

Composición

Tal como dijimos, el hecho de encontrar en el Sol las mismas líneas espectrales que en los gases de hidrógeno y helio fue lo que llevó a saber que el Sol está compuesto de esos elementos. Lo mismo se aplicó luego para otras estrellas e incluso para nebulosas y galaxias. Gracias a los espectros, podemos saber si una estrella tiene elementos como carbono o nitrógeno, o que prácticamente todos los cuerpos en el Universo están hechos mayoritariamente de hidrógeno, haciendo éste el elemento más popular del Universo.

Movimiento Radial

Llamamos movimiento radial a aquél que sigue un objeto acercándose o alejándose de nosotros. Previo a la espectroscopía, era imposible saber si un cuerpo celeste se desplazaba en su entorno o no. Sólo era posible medir el movimiento propio de las estrellas, pero nada se podía hacer con las galaxias. Ahora, en el caso de las galaxias, podemos saber que éstas se alejan de nosotros, lo cual es un pilar fundamental en la expansión del Universo.

¿Cómo? Recurriendo al efecto Doppler. Las frecuencias se una onda se ven alteradas si es que hay un movimiento entre las fuentes emisora o receptora. Así, si una galaxia se aleja de nosotros (o nosotros de ella), emitirá frecuencias más bajas de lo que lo haría si estuviera en reposo. Viceversa si se acercara a nosotros: emitiría frecuencias más bajas. De esta forma, se ha observado que las líneas atómicas que debería estar, por ejemplo, a 600 nanómetros se encuentra realmente a 700, lo cual muestra que hay un corrimiento al rojo (las longitudes se mueven hacia valores más altos).

Para el caso de estrellas, los corrimientos de longitud de onda no son tan dramáticos, pero de todas formas son importantes. Muchas estrellas muestra un corrimiento oscilante, primero hacia el rojo y luego al azul (longitudes de onda más bajas) lo cual significa una oscilación periódica. Esta oscilación indica la presencia de otro cuerpo junto a la estrella, una estrella más débil o incluso un planeta. Así, viendo el movimiento radial de una estrella en particular fue como Maritza Soto descubrió su planeta recientemente.

Movimiento Orbital

Línea de absorción, con su centro (core) y sus alas (wings).

Las estrellas, al igual que los planetas, pueden girar sobre sus ejes. Este movimiento también es visible a partir del espectro y gracias al efecto Doppler, pero en este caso la línea no se desplaza sino que se ensancha tal como se observa en la figura al lago. Las “alas” de la línea (wings) se alargan, y la línea se vuelve menos profunda.

A partir de acá, ha sido posible descubrir estrellas con altísimas velocidades de rotación. Tan altas, que el gas cercano a la línea del Ecuador se separa de la estrella y forma un disco (estrellas Be).

Temperatura y Clasificación Espectral

Mencionamos ya que gracias a las líneas espectrales es posible conocer los elementos componentes de una estrella dependiendo de a qué longitudes de onda se formen éstas. Pues bien, a partir también de la composición que la estrella se puede conocer su temperatura, y clasificarlas en base a eso.

¿De qué forma? Sucede que las transiciones atómicas que producen las líneas sólo ocurren dentro de ciertos rangos de temperatura. Por ejemplo, las transiciones atómicas de átomos pesados como calcio sólo ocurren a temperaturas bajas (entre 3000ºC y 6000ºC), mientras que las transiciones del hidrógeno ocurren principalmente sobre 8000ºC. Por ende, una estrella que presente mucho calcio en su espectro no será muy caliente.

De todo este arte de identificar líneas y asociarlas a la temperatura de la estrella viene luego la clasificación espectral OBAFGKM que ordena las estrellas de más calientes a más frías. Para más información sobre este interesante tópico, dirigirse aquí.

Mañanas Espectrales

Hemos visto entonces qué es un espectro, cómo se obtiene, cómo se forman las líneas en él y qué información podemos obtener. Viéndolo de alguna forma, un espectro es una especie de huella dactilar de los cuerpos celestes, con la diferencia de que nada nos asegura que no existan 2 huellas iguales.

Tal como señalamos en otro post, el uso de espectros significó una verdadera revolución en la Astronomía, tan grande como la impulsada por Copérnico y Galileo. Los espectros y la espectroscopía fueron las que dieron vida a la Astrofísica. Y también cambió la forma en que trabajamos nosotros. Hoy en día, una parte importante de astrónomos (o astrofísicos) nos dedicamos a descubrir qué nos quieren decir estos ‘fantasmas estelares’, mirando a las estrellas no como puntos sino como mundos complejos con estructura propia.

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3 comentarios en “Espectros II: las Líneas Espectrales

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