Espectroscopia astronómica: qué es y cómo revela composición y movimiento

Descubre la espectroscopia astronómica: cómo revela la composición química, temperatura y movimiento de estrellas y galaxias mediante espectros y el efecto Doppler.

La espectroscopia astronómica es la ciencia que utiliza la espectroscopia para averiguar de qué elementos están hechos los cuerpos astronómicos, como las estrellas, los planetas y las nebulosas. También puede utilizarse para averiguar cómo se mueven esos objetos, utilizando el desplazamiento doppler.

El estudio de la espectroscopia y los espectros se utiliza en astronomía para ayudar a los científicos a estudiar todo el espectro de la radiación electromagnética, incluida la luz visible, que irradian las estrellas y otros objetos celestes calientes. La espectroscopia puede utilizarse para encontrar propiedades de estrellas y galaxias lejanas. Puede averiguar su composición química, temperatura, densidad, masa, distancia, luminosidad y movimiento relativo mediante mediciones del efecto doppler.

Qué mide la espectroscopia

La espectroscopia separa la luz en sus distintas longitudes de onda (colores) y analiza las características de ese espectro. Cada elemento químico tiene "huellas" específicas —líneas de emisión o absorción— que permiten identificar su presencia. Además de la composición, del espectro se extraen:

• Temperatura: la forma general del espectro y la distribución de energía indican la temperatura efectiva (por ejemplo, una estrella caliente emite más en el azul/ultravioleta).
• Densidad y presión: ciertas líneas y razones entre líneas sensibles a colisiones revelan densidades y presiones del gas.
• Velocidad radial: con el desplazamiento doppler se mide el corrimiento de las líneas hacia el rojo o el azul, indicando movimiento hacia/alejándose.
• Composición molecular: en atmósferas planetarias y regiones frías aparecen bandas moleculares (por ejemplo, H2O, CO, CH4, TiO).
• Actividad y campos magnéticos: la anchura y separación de líneas (efecto Zeeman) dan indicios de rotación, turbulencia y magnetismo.

Tipos de espectros

• Continuo: típico de un cuerpo negro o un plasma denso; aparece como una emisión suave sin líneas pronunciadas.
• Espectro de emisión: líneas brillantes sobre un fondo más oscuro, producidas por gas caliente que emite en longitudes de onda concretas.
• Espectro de absorción: líneas oscuras en un fondo continuo, cuando un gas frío en frente de una fuente continua absorbe en longitudes de onda específicas (ej.: las líneas de Fraunhofer en el Sol).

Cómo se obtiene y mide un espectro

Los instrumentos principales son espectrógrafos acoplados a telescopios. Estos dispositivos usan rejillas de difracción o prismas para dispersar la luz; detectores modernos (CCDs) registran la intensidad en cada longitud de onda. Parámetros importantes:

• Resolución espectral (R): definida como R = λ/Δλ; cuantifica la capacidad para separar líneas cercanas. Valores altos (R~10.000–100.000) permiten medir pequeñas velocidades y estructuras finas en las líneas.
• Rango espectral: desde radio, microondas, infrarrojo, visible y ultravioleta hasta rayos X y gamma; cada ventana aporta información distinta del objeto.
• Calibración: se usan lámparas de referencia o líneas conocidas para asignar longitudes de onda exactas; la precisión es clave para medir desplazamientos Doppler pequeños (m/s en búsqueda de exoplanetas).

Mecanismos que ensanchan o desplazan las líneas

Las líneas espectrales no son infinitamente finas. Su forma y anchura contienen información:

• Ancho térmico: movimiento térmico de átomos produce ensanchamiento Doppler térmico.
• Ancho por presión (colisional): choques entre partículas ensanchan líneas en ambientes densos.
• Ensanchamiento rotacional y turbulento: la rotación estelar o la turbulencia del gas amplían las líneas.
• Efecto Zeeman: campos magnéticos separan y desplazan componentes de líneas.

Ejemplos y aplicaciones prácticas

• Identificar elementos: las líneas de Hidrógeno (serie de Balmer, por ejemplo Hα en 656,28 nm) y de Helio, Calcio, Hierro, etc., permiten determinar abundancias químicas en estrellas y nebulosas.
• Clasificar estrellas: el sistema OBAFGKM se basa en características espectrales y temperatura; la espectroscopia es la base de la clasificación estelar.
• Medir velocidades y descubrir exoplanetas: variaciones periódicas en la velocidad radial de una estrella (pequeños corrimientos Doppler) indican la presencia de planetas que la hacen oscilar.
• Determinar redshifts cosmológicos: en galaxias lejanas, el desplazamiento al rojo de las líneas permite calcular la velocidad de recesión y, mediante la ley de Hubble, estimar distancias a gran escala.
• Estudiar regiones de formación estelar y nebulosas: líneas de emisión (por ejemplo, [O III], Hα) revelan la ionización, la temperatura y la densidad del gas.
• Composición atmosférica planetaria: espectros de tránsito y emisión de exoplanetas permiten detectar moléculas como agua, dióxido de carbono o metano.

Técnicas avanzadas

Además de la espectroscopia clásica, existen variantes modernas:

• Espectroscopia de campo integral (IFS): obtiene un espectro por cada punto de una imagen, produciendo datacubes 3D (x, y, λ) útiles para mapas cinemáticos y químicos en galaxias.
• Spectropolarimetría: mide la polarización de las líneas para estudiar campos magnéticos y geometría del emisor.
• Alta resolución y estabilidad: espectrógrafos ultraestables permiten medir velocidades radiales con precisión de cm/s para detectar planetas pequeños.

En resumen, la espectroscopia astronómica es una herramienta fundamental que transforma la luz en información cuantitativa: identifica elementos y moléculas, mide temperaturas y densidades, revela velocidades y movimientos, y permite estudiar la física y la evolución del universo en todas sus escalas.

Propiedades químicas de las estrellas

Newton utilizó un prisma para dividir la luz blanca en un espectro de color, y los prismas de alta calidad de Fraunhofer permitieron a los científicos ver líneas oscuras de origen desconocido.

No fue hasta la década de 1850 cuando Gustav Kirchoff y Robert Bunsen explicaron las líneas oscuras. Los objetos sólidos calientes producen luz con un espectro continuo, y los gases calientes emiten luz en longitudes de onda específicas. Sin embargo, los objetos sólidos calientes rodeados de gases más fríos muestran un espectro casi continuo con líneas oscuras que corresponden a las líneas de emisión de los gases. Comparando las líneas de absorción del Sol con los espectros de emisión de los gases conocidos, se puede descubrir la composición química de las estrellas.

Espectro continuo


Líneas de emisión


Líneas de absorción

Preguntas y respuestas

P: ¿Qué es la espectroscopia astronómica?

P: ¿Para qué se utiliza la espectroscopia en astronomía?

P: ¿Qué es el desplazamiento doppler?

P: ¿Cómo puede utilizarse la espectroscopia para determinar las propiedades de objetos lejanos?

P: ¿Cuál es la relación entre la espectroscopia y la radiación electromagnética?

P: ¿Cuál es la importancia de la espectroscopia astronómica?

P: ¿Cómo pueden utilizarse las mediciones del efecto doppler en la espectroscopia astronómica?

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