Astronomía - 1º B.D.

Cuando en 1830 el filósofo francés Auguste Comte publicó su Curso de filosofía positiva, fue severo al expresarse contra el estudio de todas aquellas cosas que no estuvieran "sustentadas en los hechos". Como ejemplo de este concepto Comte señaló que "jamás sabremos de qué están hechas las estrellas", y por lo tanto la Ciencia y la Filosofía debían eliminar de sus objetivos "algo que las enormes distancias nos impedirían saber".

Sin embargo, apenas cuatro años después de la muerte de Comte, lo que "jamás se sabría" se supo; científicos observaron que la luz que llega desde las estrellas y otros cuerpos distantes trae información sobre su composición química, la cual es posible decodificar.

En el siguiente video, el astrónomo Carl Sagan nos explica como se utilizó esta técnica para conocer un poco más al planeta Venus.

Un poco de historia.

Durante la primera mitad del siglo XIX, científicos como John Herschel, Fox Talbot, y Willam Swan estudiaron los espectros de llamas de diferentes elementos químicos. Poco a poco, la idea de que cada elemento produce un conjunto propio de líneas de emisión se fue estableciendo.

Cada elemento tiene varias líneas de emisión -algunas más y otras menos prominentes- y generan un patrón característico. Algo parecido a la huella digital o código de barras que identifica a cada elemento químico.

En la imagen, patrones de trece estrellas diferentes. Puedes ver como el espectro se aprecia con líneas verticales oscuras en longitudes de onda ausentes.

El sodio, por ejemplo, tiene dos líneas prominentes de color amarillo (llamados líneas D) en 589,0 nm y 589,6 nm. Cualquier muestra que contenga sodio (como la sal de mesa) puede ser reconocida fácilmente usando este par de líneas.

Estudios del espectro de la luz solar fueron realizados por Joseph Fraunhofer, siendo el más famoso e -probablemente también- importante contribuyente en este campo. En sus trabajos se revelaron líneas de absorción (líneas oscuras contra el continuo más brillante). El origen exacto de estas "líneas de Fraunhofer" como los llamamos hoy permaneció en duda por muchos años, hasta que Gustav Kirchhoff, en 1859, anunció que la misma sustancia puede o bien producir líneas de emisión (cuando un gas caliente emite su propia luz) o líneas de absorción (cuando una luz de una más brillante, más caliente y por lo general, la fuente se brilla a través de él).

¡Ahora si, los científicos tenían los medios para determinar la composición química de las estrellas a través de la espectroscopia!

Uno de las más dramáticos triunfos de astrofísica espectroscópica durante el siglo XIX  tiene relación con el gas que se utiliza para inflar globos para fiestas; el descubrimiento del He (helio).

Una línea de emisión a 587,6 nm se observó por primera vez en el espectro solar de la corona durante el eclipse del 18 de agosto de 1868, aunque la longitud de onda precisa era difícil de establecer en el momento, debido al corto tiempo de la observación y el uso de montajes temporales de instrumentos transportados a Asia.

Dos meses más tarde, Norman Lockyer, utiliza una técnica óptica logró observar prominencias solares sin esperar a la ocurrencia de un eclipse. Se tomó nota de la longitud de onda precisa (587,6 nm) de esta línea, y vio que no había elementos terrestres conocidos que tuvieran ina línea en esta longitud de onda. Concluyó que esto debía ser provocado por un elemento químico recién descubierto, y lo llamó "helio", en honor al Sol (Helium).  El helio fue descubierto en la Tierra poco después (1895) y mostró la misma línea de 587.6 nm.

Hoy en día, sabemos que el helio es el segundo elemento más abundante en el Universo.

Nos quedamos entonces con la siguiente curiosidad; el He se descubrió antes en el Sol que en la Tierra, y a ello debe su nombre (Helios, personificación del sol de la mitología griega). 

Adaptado de

• http://astro.unl.edu/naap/ebs/spectraltype.html
• http://imagine.gsfc.nasa.gov/features/yba/M31-velocity/spectral-info.html