Cómo se mide la temperatura superficial de las estrellas usando espectroscopía

En este artículo se vio cómo calcular la distancia y el brillo de las estrellas usando paralaje y mediante objetos celestes patrón. Ahora desarrollaremos las características a tener en cuenta para calcular la temperatura superficial de una estrella basándonos en sus colores y a través de lo que se denomina espectro característico. Cuando se observa un conjunto de estrellas con algún instrumento óptico (o incluso a simple vista), se nota que no todas ellas tienen el mismo color. Algunas son blancas, otras blanco azuladas, otras pocas rojas y de colores intermedios. Estas diferencias de color están íntimamente relacionadas con la temperatura que posee la estrella en su superficie. Si se analiza el espectro electromagnético, se nota que el sector visible va desde los 400 nanómetros aproximadamente, lo que correspondería al azul-violeta, a los 700 nanómetros que sería el rojo oscuro. Como la energía de los fotones desciende con el aumento de su longitud de onda, los objetos que emiten principalmente en el azul estarían a mayor temperatura que los que emiten en el rojo. Esto aplicado a estrellas nos indicaría solamente la temperatura en superficie y nada diría sobre las temperaturas en las capas interiores de la estrella. Entonces, una estrella que se ve blanco azulada es bastante más “caliente” que una roja.

En Astronomía es común descubrir el color de una estrella haciendo pasar su luz por filtros rojos y azules en general. Por ejemplo, si vemos una estrella azul, al pasar su luz por el filtro rojo esta luz se atenuará de manera significativa y casi no se verá; mientras que si la pasamos por el filtro azul, la luz parecerá potenciarse y la estrella se presentará brillante y clara.

Galaxia espiral NGC 4414 con cientos de miles de millones de estrellas.
Fuente Wikipedia.

Espectro electromagnético

Con las estrellas de colores intermedios se podrá colocar un fotómetro para analizar cuánta luz roja o azul pasa a través de los filtros. Esto generalmente se hace para mediciones en primera instancia. Existe otro método bastante más complejo que es basándose en el espectro característico de la estrella. Cuando una luz procedente de una fuente pasa a través de un prisma de vidrio o una red de difracción, esta luz se descompone en todos los colores del espectro si es blanca, o en algunos colores dependiendo precisamente de su color.

En particular para las estrellas se usa el mismo procedimiento. Se hace pasar la luz de la estrella a través de un prisma o de una red de difracción (puede tener una ranura, dependiendo de la intensidad de la luz estelar) y lo que se ve es una banda donde aparecen todos los colores del espectro de fondo y superpuesto al mismo una serie de bandas negras indicando las zonas donde la estrella no emite luz de esa longitud de onda por diversos motivos.

Espectro solar.

Se supone que del núcleo estelar la energía emitida es tan grande (las temperaturas mínimas serían del orden de los 15 millones de grados) que el espectro de base de la estrella contendría todos los colores. Sin embargo, la superficie estelar y principalmente la atmósfera estelar es la que interesa en este artículo y es aquí donde se producen las líneas de absorción en el espectro indicando la presencia de diferentes tipos de elementos químicos. Porque la emisión o absorción de diferentes longitudes de onda es un fenómeno de carácter atómico. El átomo de hidrógeno, el elemento más simple, posee un solo electrón, el cual puede “orbitar” en determinadas posiciones específicas del átomo. Cuando el electrón experimenta un salto cuántico de un orbital a otro o de una de estas posiciones permitidas a otra, emite o absorbe un fotón muy característico. Por ejemplo, si el electrón “salta” de la capa L a la capa M absorberá un fotón en determinada longitud de onda y en el espectro se reflejará una línea negra (de absorción) En este caso sería la línea denominada H alfa, la que en la gran mayoría de las estrellas está presente y que indica claramente que poseen hidrógeno al menos en su superficie. Cabe aclarar que según la magnitud del salto, la emisión o absorción de fotones no ocurrirá sólo en la parte visible del espectro (en el hidrógeno sería la serie de Balmer) sino en el infrarrojo, ultravioleta, en la parte de rayos X o en cualquier otra longitud de onda. 

Líneas de Fraunhofer. Fuente Wikipedia.

La capacidad de un átomo de absorber energía electromagnética (fotones) depende de la temperatura del medio en donde se halla. Es decir, depende del grado de movimiento de las partículas que conforman el medio (energía cinética promedio de las partículas que conforman el medio). Para un tipo particular de átomo, hay una temperatura a la cual la eficiencia de la emisión o absorción es máxima. A temperaturas mayores se ionizará y a temperaturas menores no alcanzará la energía de los fotones para excitar sus electrones. Estudiando las líneas de absorción del espectro de la estrella se puede calcular la temperatura superficial de la misma. El intervalo de temperaturas estelares es amplio y va desde los 1000ºC a los 50000ºC o 100000ºC aproximadamente.

Espectroscopio casero construido por el autor

Dado que todos los átomos producen líneas de absorción o de emisión máxima a determinada temperatura y sabiendo que la temperatura específica varía en función del tipo de átomo, se deduce que los espectros estelares serán muy diferentes de acuerdo a la temperatura superficial de las estrellas. Este cálculo de la temperatura se determina a partir del cambio global en el aspecto del espectro estelar.

Ha sido conveniente clasificar a las estrellas en función de su temperatura superficial, y la clasificación denominada de Harvard es la más utilizada. Los grupos se identifican con letras como se indica en el siguiente gráfico.

Clasificación de Harvard

Las estrellas más calientes se denominan muchas veces estrellas de los primeros grupos espectrales y cubren un intervalo de temperaturas mucho mayor que las estrellas de los grupos espectrales avanzados. De hecho, la secuencia de Harvard de tipos espectrales no depende linealmente de la temperatura sino del logaritmo de la temperatura.

Existe un foft de libre distribución denominado Visual Spec que es muy útil a la hora de analizar espectros. A continuación se ve una imagen del programa mientras analiza un espectro obtenido de una lámpara de bajo consumo:

Mediante el análisis espectral se pueden descubrir elementos químicos con el sólo hecho del análisis de la luz que partió del objeto, como se ve a continuación, donde se descubre mercurio dentro de estas bombillas:

Análisis espectroscópico de una lámpara de bajo consumo donde se aprecia la presencia

del elemento químico mercurio.

Cuando la espectroscopía todavía no se había descubierto, allá por el año 1840, el filósofo francés Augusto Comte dijo: “Hay cosas que están, y siempre estarán, fuera del alcance de nuestro conocimiento. Nunca sabremos de qué están hechas las estrellas porque se hallan tan lejos que nadie puede ir y traer una muestra para analizarla”. Algunos años más tarde, en 1868, el francés Pierre Janssen y el inglés Norman Locker analizaron el espectro de la luz solar durante un eclipse y encontraron líneas que no se correspondían a ningún elemento conocido. Lo llamaron helio por obvias razones. El helio en la tierra se descubrió en 1895. Comte murió en 1857. 

Otros espectroscopios construidos por el autor

Para obtener espectros estelares no se necesita ranura dado que las estrellas, al estar tan lejos, aparecen como objetos puntuales. La ranura se puede construir con dos hojas de acero de cúter y la red de difracción se puede hacer a partir de un trozo de CD o de DVD. Por otra parte, los lentes se reciclan de cualquier instrumento óptico como binoculares y demás. Hay que tener en cuanta que el colimador debe tener su foco relativamente corto para poder adosarle un telescopio que será el encargado de ampliar el espectro.

Espectroscopio casero construido por el autor y acoplado a montura ecuatorial

Cuando un material se "calienta" comienza emitiendo radiación infrarroja. Cuando la temperatura supera más o menos los 500ºC, el objeto comienza a emitir luz, primero rojo oscuro, luego amarillo y más allá, hasta llegar al blanco azulado cuando las temperaturas son muy altas. Abajo se ve un gradiente térmico que va desde los 500ºC más o menos hasta los 1200ºC. EN dicha imagen se ve al autor de esta web mientras realiza una fundición de bronce.

Pf. Mariano Miguel Lanzi:

Todos los comentarios son bienvenidos.