Fotografía del telescopio espacial Hubble de la Nébula del Cisne, situada a 5500 años luz. La luz de las estrellas cercanas carga de energía a los átomos de la nebulosa que emiten su espectro. Créditos: STScI Benjamín Oostra PROFESOR ASOCIADO DEL DEPARTAMENTO DE FÍSICA ¡Los ast esp que utilizan para e trónomos ven pectros pectros! estudiar el cosmos M uchos científicos, entre ellos físicos, químicos y astrónomos, están obsesionados por los espectros. Pero para verlos no tienen que visitar antiguas mansiones encantadas ni lúgubres ruinas. Más bien, deben conseguir luz. Sobre todo los astrónomos, a pesar de su costumbre de trabajar de noche, siempre están deseosos de captar más luz. Siempre quieren telescopios de mayor diámetro, como grandes redes para atrapar fotones; embudos para canalizar la luz hacia sus instrumentos. Hay telescopios de diez metros de diámetro capaces de concentrar en menos de un milímetro cuadrado toda la luz que reciben de una estrella. Esa luz es una mezcla de colores, como lo mostró Newton con su prisma. Pasando la luz a través del prisma (u otro instrumento), la mezcla se disgrega, dando origen a una hermosa franja de colores, que va del rojo hasta el violeta, pasando por el anaranjado, amarillo, verde y azul. Pero los colores que componen la luz blanca no son seis, ni siete, ni diez; en realidad forman una gama continua. Se podrían distinguir muchos tonos de verde, variando del amarillo limón hasta el aguamarina. Esta fascinante gama de colores se llama espectro. hipOtesis Pero lo que tanto atrae a los científicos no es, en primer lugar, la belleza estética de los espectros luminosos, sino la información que está codificada en ellos. Incluso después de despojarlo de todo su colorido, después de con46 vertirlo en una larga lista de números, el espectro sigue contando su historia. De hecho, para entender esa historia en el lenguaje científico que hemos aprendido, no tenemos otra opción que reducir el espectro. En astronomía, los espectros cuentan histo rias muy variadas. Hablan de unas estrellas frías y otras calientes, unas gigantes y otras enanas, unas muy compactas y otras que más parecen nubes. Hablan de parejas de estrellas que giran en una danza lenta, dando una vuelta en cien años, otras lo hacen en cien minutos. L as estrellas han sido catalogadas en más de cien clases Figura 1 Descomposición de la luz por un prisma. La luz se refracta dos veces, al entrar al vidrio y al salir de él. En el prisma, a diferencia del vidrio de una ventana, las caras no son paralelas y la segunda refracción refuerza la primera, de modo que la luz sale con una desviación neta. Ésta es mayor para el azul y menor para el rojo. Foto tomada de PHYSICS, Tipler, p. 1048. y subclases, según su estructura espectral. Los espectros de nebulosas nos informan de sus propiedades como de sus densidades. La antiquísima luz que nos llega de las galaxias lejanas revela que éstas se alejan de nosotros a velocidades asombrosas. ¡El universo parece estallar! Descomponiendo la luz en su espectro de co lores encontramos una rica mina de información, una nueva ventana abierta al cosmos. Nuestros ojos no pueden descomponer la luz en sus colores primarios; pero nuestros oídos sí lo saben hacer con el sonido. Al escuchar un sonido no sólo oímos el tono, la intensidad y la duración, sino también el timbre, que es el espectro de las frecuencias presentes. Esta capacidad de nuestros oídos nos permite saber no sólo cuál melodía estamos oyendo, sino también con qué instrumento está siendo interpretada, porque cada instrumento musical tiene su timbre característico. También podemos apreciar el unísono de varios instrumentos. ¿Cómo so naría una orquesta si no pudiéramos distinguir dos tonos simultáneamente? Si nuestros oídos solamente pudieran distinguir una frecuencia promedio, no podríamos hablar de armonía, acordes ni contrapunto. Peor todavía, ¡no podríamos hablar en abso luto! Porque lo que caracteriza el sonido de cada letra es el timbre: muchas frecuencias, cada una con su propia intensidad, entretejidas en un maravilloso patrón. Nuestros oídos no sólo detectan el ruido, sino saben reconocer todo el patrón, distinguiendo letras y palabras. Más aún, cuando alguien nos llama por teléfono, no sólo entendemos el mensaje, sino incluso, de entre docenas de conocidos, podemos saber quién nos está hablando; o si no conocemos al interlocutor, a veces podemos adivinar su región o país de procedencia, ¡y hasta su estado de ánimo! Las rejillas tienen la ventaja de separar más los colores. Pero como producen varios espectros (entre ellos el de “orden cero”, es decir, luz que “pasa derecho” sin ser desviada), cada uno de éstos no es muy luminoso. Los prismas dan un espectro más angosto, pero más luminoso, porque dirigen toda la luz hacia un único espectro. Si tanta información puede estar escondida en una combinación de frecuencias de sonidos, podemos imaginar que también la luz tiene muchas cosas ocultas en su espectro de colores. Pero para descubrirlas necesitamos algún instrumento que descomponga la luz. Descomponiendo… La manera más sencilla de descomponer la luz es usando filtros de colores. Cualquier objeto transparente de cualquier color puede servir; porque deja pasar algunos colores y absorbe otros; este método ha sido muy útil en toda clase de aplicaciones prácticas, por ejemplo, en los semáforos. También las estrellas han sido estudiadas comparando las fracciones de su luz que logran pasar por filtros de diferentes colores; de ahí resultan los índices de color que sirven para describir y distinguir las estrellas según sus colores. El color de una estrella tiene relación con su temperatura: estrellas más calientes se ven azules, y las menos calientes se ven rojas. Una rejilla de difracción es una lámina de vidrio, en la que han sido grabados muchísimos surcos paralelos; entre cada surco y el siguiente hay aproximadamente un micrómetro, de manera que una rejilla de cinco centímetros puede tener cincuenta mil surcos. La luz que pasa a través de un surco interfiere con la de los surcos vecinos, haciendo que la luz no salga en todas las direcciones, sino en sólo unas pocas, que dependen de la distancia entre surcos y de la longitud de onda de la luz. Luz de un bombillo vista a través de una rejilla. Se observan los espectros de orden cero, en el cual la luz pasa derecho y no se descompone, y los espectros de órdenes 1 con su descomposición en colores. http://www.phy.cmich.edu/phy_demo/optics/ optics-detail.htm En astronomía, los espectros cuentan historias muy variadas. Hablan de unas estrellas frías y otras calientes, unas gigantes y otras enanas, unas muy compactas y otras que más parecen nubes. 47 hipOtesis Pero un filtro no nos muestra toda la gama de colores contenida en un rayo de luz; la mayor parte de la información escapa a este método. Un verdadero espectro se puede obtener mediante un prisma o una rejilla de difracción. Ambos desvían la luz, y la desviación depende del co lor : el prisma desvía más el azul (porque para ese color el índice de refracción del vidrio es mayor), mientras que la rejilla desvía más el rojo (porque la luz roja tiene mayor longitud de onda). Figura 2 Instrumentos El instrumento que permite ver el espectro se llama espectroscopio. Pero en astronomía es inútil tratar de analizar visualmente los espectros. Por eso, desde hace más de un siglo se está aprovechando la ventaja de grabar en algún medio fotográfico lo que se observa; así se puede medir el patrón con más cuidado, con más tiempo, y con instrumental más adecuado; y se puede compartir la obser vación para que otros a su vez la analicen. Un espectroscopio dotado de cámara fotográfica se llama espectrógrafo. telescopio de gran diámetro, que recoja toda la luz posible y la concentre en la ranura del espectrógrafo. Aquí también cobra importancia otra gran ventaja de la fotografía: la capacidad de las placas fo tográficas (químicas o electrónicas) de almacenar luz durante varios minutos o incluso horas. L a retina en nuestros ojos sólo almacena luz durante una fracción de segundo, y luego hace borrón y cuenta nueva. Por eso, con cualquier cámara fotográfica que permita exposiciones prolongadas, se puede captar más estrellas de las que se ven a simple vista. Y los espectros de fuentes poco luminosas, que para el ojo serían invisibles, pueden quedar muy bien grabados en dispositivos fotográficos. E n tra da C o lim a do r D isp e n sad o r Para entrar al espectrógrafo, la luz tiene que pasar por una ranura muy angosta. Los rayos divergen desde la ranura hasta que llegan a una lente que los pone a todos paralelos. En seguida pasan por un prisma o una rejilla, de donde los rayos de cada color salen en una dirección diferente. Una segunda lente concentra a todos C á m ara los rayos de cada color en una línea angosta, que no es otra cosa sino una imagen proyectada de la ranura de entrada. Así se proyecta una línea por cada color; el conjunto de líneas es el espectro. Puede ser observado a través de una lupa, en cuyo .ECKH=! caso el instrumento se llama espectroscopio; o puede Esquema ser proyectado sobre una placa fotográfica, hablándose de un espectrógrafo de espectrógrafo. hipOtesis Cuando dos colores son muy parecidos (como ocurre con las dos componentes de la línea amarilla del sodio), las dos líneas correspondientes estarán muy juntas; por eso, la ranura de entrada debe ser angosta, para que las líneas sean también angostas, y no se superpongan. Pero si la luz viene de un bombillo tradicional, incandescente, la gama de colores es continua: por más angosta que sea la ranura, el espectro es una "& banda continua que pasa de un color a otro sin interrupción. Se entiende que, al proyectar luz desde afuera sobre esa ranura angosta, no toda la luz entra al instrumento. Después, las rejillas dispersan gran parte de la luz en direcciones no deseadas; y, finalmente, la poca luz que queda es esparcida sobre un espectro ancho, lo más ancho posible... Por eso, para que el espectro tenga suficiente luminosidad, hay que comenzar con mucha luz en la entrada. Lo cual explica por qué somos tan ávidos de más y más fotones. Para hacer espectrografía de estrellas, se necesita un de prisma. Tipos de espectros Según la forma de sus espectros, las fuentes de luz se pueden agrupar en varias categorías: los bombillos incandescentes emiten un espectro continuo, que contiene todos los colores. Los tubos fluorescentes, los de neón, los bombillos ahorradores, etcétera, emiten unos pocos co lores discretos, es decir, un espectro de algunas líneas brillantes sobre un fondo oscuro. Cada gas (mercurio, neón, argón...) produce su patrón de líneas propio y característico; porque los átomos de cada elemento químico tienen un conjunto bien definido de posibles niveles de energía, que dependen del número de protones y electrones presentes. Átomos neutros (con igual Figura 4 Espectro simultáneo de muchas estrellas, útil para una clasificación rápida. Un espectro como éste no se toma con un espectrógrafo, sino con la cámara directamente a través del telescopio, habiéndose puesto encima de éste un prisma para descomponer la luz. Así, cada estrella se convierte en su propio espectro. Moviendo lentamente el telescopio en dirección perpendicular a los espectros, se logra que éstos tengan una anchura apreciable. Foto tomada de STARS de James Kaler. número de electrones que de protones) tienen ciertos niveles permitidos, y átomos ionizados (despojados de uno o más electrones) tienen niveles diferentes, aunque sean del mismo elemento. Un sólido es más complejo, porque juegan un papel importante las interacciones entre átomos vecinos. Ello hace que cualquier energía sea posible y se emitan fotones de todos los colores. El espectro producido no es de líneas discretas sino continuo, independiente de la composición química del sólido. El espectro ya no revela la identidad de los átomos. Pero ahora muestra algo diferente: la temperatura del material. El caso del Sol es la diferencia de los dos tipos anteriores: el Sol produce un espectro continuo; 49 su superficie no es sólida, pero sí suficientemente densa para que sea importante la interacción entre átomos vecinos. Pero superpuestas a este espectro continuo se encuentran muchas líneas oscuras. Esas líneas corresponden a colores absorbidos por átomos de diversos elementos presentes en la atmósfera solar. Aquí la excitación de los átomos es producida por fotones del continuo que tienen justamente la energía adecuada; no se trata de una coincidencia, sino que en el espectro continuo están presentes todas las energías, y cada átomo absorbe la que coincida con alguna de las diferencias entre sus niveles hipOtesis En los tubos fluorescentes, los átomos de mercurio absorben energía de los electrones de la corriente eléctrica que atraviesa el tubo. Se dice que los átomos quedan excitados. Después de algún tiempo, vuelven a un estado de menor energía, emitiendo un poquito de luz (fotón) que se lleva el exceso de energía. La cantidad de energía que lleva el fotón determina su longitud de onda, es decir, su color. El mercurio emite varios co lores (violeta, verde, dos amarillos muy parecidos, etc.) correspondientes a las diferencias entre los niveles de energía posibles en los átomos de ese elemento. Nuestros ojos mezclan esos po cos colores, dándonos una sensación de luz blanca. En cambio, el neón emite muchas líneas rojas y anaranjadas, que combinadas dan el característico color rojo. Objetos muy calientes (estrellas azules) pro ducen un espectro continuo con mayor intensidad en el lado azul, mientras que objetos relativamente fríos (como una estufa eléctrica) emiten más luz roja. El Sol, con sus 5.500°C, tiene su máximo en el centro de nuestro espectro visible, y objetos a 100°C o 200°C (como una plancha) emiten toda su radiación en el infrarrojo. Un bombillo incandescente emite algo de luz visible, en todos los colores, pero más en el rojo (la combinación se ve como blanco amarillento); pero la mayor parte de su luz es infrarroja, para nosotros invisible, de modo que toda esa energía es desperdiciada. De ahí el creciente auge de los bombillos ahorradores, que emiten espectros de líneas. permitidos. La desexcitación ocurre por la misma vía: por emisión de un fotón del mismo color del que fue absorbido; pero ese segundo fotón probablemente no vendrá directo hacia nosotros, de manera que obser vamos una pérdida neta en ese color. Es así cómo cada elemento presente marca su huella en el espectro del Sol, en forma de líneas oscuras. De ahí podemos deducir que el Sol contiene hidrógeno, hierro, calcio, sodio... Qué se aprende de los espectros hipOtesis Resumiendo, los espectros continuos nos informan la temperatura de la fuente. Y los espectros 50 de líneas nos cuentan la composición química. La maravilla del espectro solar es que nos dice ambas cosas; lo mismo sucede con todas las estrellas. Te m p e ra t u ra s d e e s t r e l l a s Los espectros de las estrellas son muy variados. No es que la composición química varíe tanto; aunque hay estrellas ricas en metales, y otras con muy poco metal, los espectros difieren, principalmente, por las diferencias en temperatura: estrellas de unos 5.000°C muestran, principalmente, líneas de metales; estrellas de Figura 5 Diferentes tipos de espectros. Un bombillo incandescente, o la superficie de una estrella, produce un espectro continuo. Cuando la luz atraviesa una nube de gas, ésta absorbe los colores típicos de ese elemento, produciéndose líneas oscuras en el espectro, denominadas líneas de absorción. El gas puede volver a emitir (en otra dirección) la luz absorbida, dando origen a un espectro de líneas de emisión. Foto tomada de UNIVERSE, p. 115. 10.000°C muestran casi sólo hidrógeno, mientras que las de 30.000°C resaltan el helio; aunque las composiciones pueden ser muy parecidas. Para entender este fenómeno consideremos, por ejemplo, el hidrógeno: las líneas de luz visible (la llamada Serie de Balmer) se deben a transiciones entre el segundo nivel de energía y niveles superiores. Por eso, para que un áto mo de hidrógeno pueda absorber un fotón de luz visible, debe tener su electrón en el segundo nivel. Esto es común en un gas de hidrógeno a 10.000°C. Si el gas está mucho más frío, tendrá la mayoría de sus átomos en el nivel mínimo de energía; y si está mucho más caliente, los átomos estarán preferiblemente en el tercer nivel o en otro más alto, de modo que no pueden absorber luz visible. Cada elemento presente marca su huella en el espectro del Sol en forma de líneas oscuras. Figura 7 Espectros de estrellas típicas de diversas temperaturas. En la parte superior están los de las estrellas más calientes (clase espectral O y B); en la parte inferior, las más frías (clase M y K). Se observa que las líneas del hidrógeno (Ha, Hb, Hg, etc.) son más notables en estrellas de clase A y B. El Sol es de clase G. Los números romanos que acompañan a los símbolos de los elementos indican su grado de ionización; así, NaI representa átomos no ionizados de sodio, FeII, átomos de hierro que han perdido un electrón. Foto tomada de UNIVERSE, p. 469. Figura 6 Espectro solar visible, un espectro continuo con líneas de absorción. Interprétese como una larga franja angosta y continua, recortada en más de 60 pedazos que luego fueron pegados para que cupieran en el rectángulo que se muestra. Créditos: National Optical Astronomy Observatory/ Association of Universities for Research in Astronomy/ National Science Foundation. http://www.noao.edu/ image_gallery/html/im0600.html 51 hipOtesis Tem p eratu ra su p erficial (K ) B0 Esto significa que el espectro sir ve como termómetro, no sólo por la distribución de energía en el espectro continuo, sino también, y con mayor precisión, por las intensidades relativas de las líneas. Sabiendo la temperatura (superficial) de una estrella y su luminosidad, se puede estimar su tamaño, dado que la luminosidad depende básicamente del tamaño y la temperatura. Así se encuentran estrellas gigantes y estrellas enanas. Lo normal es que las gigantes sean más calientes (azules) y las enanas más frías (rojas); pero hay excepciones: gigantes rojas y enanas blancas o azules. A0 F0 G0 K0 M0 0 .8 2 1 .4 1 Índ ice d e colo r Inte n sid a d d e la líne a – 0.29 0 .0 0 0 .3 1 0 .5 9 H I C a II He I H e II M g II S i IV S i III F e II TiO 3 0,00 0 9 40 0 7 00 0 5 90 0 5 20 0 C lase esp ectral .ECKH=& Comparación de las líneas de varios elementos en estrellas de diversas temperaturas. A la izquierda están las estrellas más calientes, donde predominan las líneas del Helio; en estrellas menos calientes dominan las líneas del Hidrógeno; y a la derecha, en las estrellas más frías, se notan más las líneas de metales como hierro y calcio. La clase espectral y el índice de color son dos sistemas comúnmente utilizados para clasificar las estrellas según su temperatura. Foto tomada de UNIVERSE, p. 470. Tem pe ratura superfic ial (K) A0 G0 K0 ρCas II C yg 12 Ia-O Deneb εAur –5 θOri C S ID αPer 22 And αAqr εPeg II VI Merope W RR Lyr Vega Sirius Mv Capella δSct βPic β And LPV T Tau ηΒoo IV Procyon A 3 π Ori 5 ST R IP Su wa rf s εEri 70 Oph εInd µCas A B IL ITY βCom bd αCen SU N .ECKH=' 61 Cyg IN S T hipOtesis 10 III β UMi Pollux δBoo Altair γ Vir A ,B # αUM a Areturus βCas Formalhaut Mira Aldebaran βCar Regulus λVel θLyr R ηUM a Ib δCep Polaris RV Tau ζOph v Ia Antares PH Sk 69º202 R C Br ηLeo Canopus βCM a CE ζPup Lum inosidad µCep Betelgeuse Rigel HD 93129 A M8 RW Cep HR 8752 0 M0 ηCas B BD –20º4123 D HZ 21 GD 358 Sirius B W olf 630 A, B BD +19º5116 A 40 Eri B EG 159 V ZZ Cet Procyon B Krüger 60 G140–2 Barnard’s L1159–16 BD +19º5116 B W olf 28 G134–22 15 Proxima L P 658 2 L P 701 –29 UV Cet VB 8 VB 10 O5 B0 A0 F0 G0 Tip o espectral K0 M agnitud absoluta –10 F0 M0 M8 W X UM a W olf 359 3 90 0 S e cu e n cia p rin cip a l d e te m pe ra tura (g ra d os K elvin) L a gráfica de las temperaturas de las estrellas contra sus luminosidades es el famoso diagrama de Hertzsprung y Russell, esquema muy útil para clasificar las estrellas, estudiar su evolución, y hasta medir distancias y edades de aglomerados de estrellas. O5 B0 Ca I Fe I S i II Diagrama de Hertzsprung y Russell, en el cual se grafican las luminosidades de muchas estrellas contra su clase espectral, que equivale a sus temperaturas de mayor a menor. La distribución no resulta aleatoria, sino que las estrellas se aglomeran en unos pocos grupos compactos. La curva diagonal roja que atraviesa casi todo el cuadro contiene las estrellas más corrientes, como el Sol que se encuentra en el centro; abajo, a la izquierda, se encuentran las enanas blancas, y arriba, a la derecha, las gigantes rojas. Foto tomada de ... Hay una parecida en UNIVERSE, p. 475. Campos magnéticos Ve l o c i d a d e s Algunas estrellas muestran líneas espectrales dobles o triples que normalmente son sencillas. Esto se debe al efecto Zeeman: la estrella po see un fuerte campo magnético, que es el causante del desdoblamiento de las líneas. ¿Cómo lo hace? Otro fenómeno curioso es que los espectros de las estrellas suelen mostrar el patrón característico de un elemento conocido, pero no en su lugar normal del espectro, sino corrido; a veces hacia el extremo rojo, a veces hacia el extremo violeta. Esto se interpreta como un efecto Doppler: obser vamos una frecuencia diferente, debido al alejamiento o acercamiento mutuo entre la estrella y el observador. La magnitud del corrimiento es proporcional a la velocidad. Un electrón en órbita alrededor de un núcleo atómico guarda cierta semejanza con un imán; se parece a la corriente eléctrica que circula por el embobinado de un electroimán. ¿Cómo se comporta un imán en un campo magnético externo? Siempre trata de alinearse con el campo (como una brújula), porque así su energía po tencial es mínima. Cuando se encuentra orientado en dirección opuesta al campo externo, tiene más energía potencial. Análogamente podemos entender que un electrón tiene menos o más energía, según como esté orientada su órbita. Esto conlleva que, al pasar a otra órbita, la diferencia de energías puede tener varios valores; el átomo puede emitir luz de varias frecuencias, varias líneas espectrales. Cuando no hay campo magnético, las líneas se fusionan en una sola. Este efecto permite medir el campo magnético en la cercanía de una estrella. En el Sol el campo magnético global es débil, pero cerca de las manchas solares se detecta un campo intenso. Por ejemplo, la hermosa estrella Vega, con su color blanco azulado, muestra las líneas de la serie de Balmer del hidrógeno; pero no con, exactamente, las mismas longitudes de onda que se obser van en el laboratorio, sino un poco menores. Muy poco, realmente, la diferencia es de una parte en veinte mil. Pero de ese pequeño corrimiento se puede concluir que la estrella se acerca a nosotros, y que su velocidad es la de la luz, dividida por veinte mil: unos 15 kilómetros por segundo. Hay estrellas que se acercan a nosotros a cien kilómetros por segundo; otras se alejan a velo cidades parecidas. El movimiento de la Tierra 53 El efecto Zeeman se refiere al desdoblamiento de líneas espectrales cuando son producidas en un campo magnético. La primera fotografía muestra una región del Sol donde hay varias manchas solares, producidas por fuertes campos magnéticos. La línea vertical indica la posición de la ranura del espectrógrafo. La segunda imagen muestra una parte del espectro de esa región del Sol, en el cual se observa una línea espectral triplicada. Foto tomada de UNIVERSE, p. 432. en su órbita alrededor del Sol, con una velocidad de 30 km/s, hace que los espectros de las estrellas oscilen anualmente. Analizando espectros de galaxias lejanas, Edwin Hubble descubrió que estos objetos se alejan de nosotros sistemáticamente; entre más lejos están, más rápidamente se alejan. Esta obser vación condujo a la teoría de la expansión del universo. hipOtesis Figura 10 Líneas divididas por el efecto Doppler En los Andes En la Universidad de los Andes llevamos diez años a la caza de los espectros astronómicos. También hemos trabajado algo en astrometría, la disciplina de medir cuidadosamente las posiciones de planetas y estrellas, de donde se puede deducir la órbita de un planeta, o el movimiento propio de las estrellas, o el movimiento orbital de estrellas binarias. Pero para estas prácticas, el inconveniente es que la atmósfera local es muy turbulenta, y no se pueden hacer mediciones muy precisas. Y hacer experimentos fotométricos (medir la intensidad de la luz de una estrella) es aún más difícil, por la luz de la ciudad y la muy cambiante nubosidad. En cambio, la espectrografía es menos afectada por las condiciones atmosféricas. Ella está limitada más que todo por las características de los instrumentos utilizados; y, a diferencia de la atmósfera, sobre los instrumentos podemos trabajar para mejorarlos. La primera mejora fue la construcción de las instalaciones actuales del Obser vatorio Astronómico, en el año 2000. Otra fue la adquisición del telesco pio que usamos actualmente: con 40 cm de diámetro, y deriva automática. Una tercera mejora fue la construcción de un nuevo espectrógrafo, por Juan Carlos Barrero, como trabajo de grado de su carrera de Física en 2002. Este instrumento no usa cámara fotográfica convencional, sino electrónica. Vanessa Garrido, también estudiante de Física, hizo en 2003 su trabajo de grado sobre el espectro de la Líneas espectrales unificadas Figura 11 Una estrella binaria espectroscópica es una pareja de estrellas que están tan cercanas entre sí que no se puede ver que sean dos; esto se sabe sólo por el espectro. Aquí vemos dos espectros del sistema binario k de Aries: el espectro inferior fue tomado cuando una de las dos estrellas se movía hacia un lado y la otra hacia el otro lado, perpendicular a nuestra línea visual; las líneas espectrales están en su sitio. El espectro superior muestra líneas dobles, porque una se aleja (corriendo las líneas de su espectro hacia el rojo) y la otra se acerca (con corrimiento hacia el azul). Foto tomada de UNIVERSE, p. 483. estrella binaria Algol, en la que obser vó corrimientos espectrales periódicos debidos al movimiento orbital. De las estrellas más brillantes hemos podido medir el perfil de la línea roja del hidrógeno, y obser vamos diferencias en el ancho de esta línea: Sirio (más caliente que el Sol) la tiene muy ancha, mientras que Betelgeuse (más fría que el Sol) la tiene angosta. En Aldebarán observamos una línea de emisión en medio de la línea de absorción. También tomamos un espectro de Saturno, en el cual se ve claramente el corrimiento espectral debido a la velocidad orbital del anillo. 54 hipOtesis Figura 12 Espectrógrafo usado en el Observatorio Astronómico de la Universidad de los Andes. Se ve el instrumento acoplado al telescopio de 40 centímetros. Queremos seguir avanzando por esta ruta. Con el espectrógrafo actual podemos seguir estudiando las estrellas más brillantes, el espectro solar y, por qué no, el de Marte. Para estrellas menos brillantes queremos construir otro instrumento más luminoso. Con éste podremos hacer un mejor estudio de estrellas binarias espectroscópicas, estrellas que sólo sabemos son binarias debido a su espectro. Todavía falta mucho para que lleguemos al límite de las posibilidades del obser vatorio actual, y los espectros de las estrellas todavía tienen mucho qué enseñarnos, y muchas sorpresas interesantes. Referencias [1] Kaler, James B. Stars. Scientific American Library, 1992. [2] Kaufmann,William J. III y Freedman, Roger A. W. Universe. H. Freeman and Company, 1999. [3] Kitchin, Christopher R. Optical astronomical spectroscopy, Institute of Physics Publishing, 1995. [4] National Optical Astronomy Observatory. <http://www.noao.edu/> [5] Physics Department at Central Michigan University. “Optics Demonstrations”. September 23, 2003. <http://www.phy.cmich.edu/phy_demo/optics/opticsdetail.htm#top> [6] Space.com 1999-2003. <http://space.com> 55 Benjamín Oostra Estudió Física en la Universidad de los Andes entre 1980 y 1986; M. Sc. en Física de la misma institución en 2003 . Su motivación para esta carrera, fue su fascinación por los espectros luminosos. Desde 1987 se desempeña como profesor de Física, y desde 1989 enseña también Astronomía. Después de trabajar varios años en un observatorio provisional, desde 1999 ha estado encargado de la construcción y organización del actual Observatorio Astronómico de la Universidad. hipOtesis R e s e ñ a d e l au t o r