ANÁLISIS ESPECTRAL.

El análisis espectral, se remonta a los estudios realizados por Gustav Kirchhoff en el siglo XIX, más precisamente en el año 1859 en que junto al también alemán R.W.Bunsen en que juntos descubrieron las bases experimentales para la interpretación de los espectros de las sustancias químicas.  Por analogía, luego se aplicaría  al estudio del espectro del Sol y de las estrellas.

En sus experimentos, Bunsen y Kirchhoff comprobaron que si sometían al calor un cuerpo hasta el punto en que emite luz, si hacemos pasar ésta por un espectroscopio, obtenemos un espectro continuo como el del Sol.

En cambio si la luz provenía de un gas a baja temperatura y presión, su espectro no mostraba todos los colores del arco iris distribuidos con continuidad del rojo al violeta, sino que aparecían algunas líneas de colores brillantes sobre un fondo oscuro. 

El conjunto de estas líneas, es llamado "rayas de emisión" y constataron Kirchhoff y Bunsen  que eran diferentes para cada gas. 

Esto posibilitó la identificación de cualquier gas desconocido, y aplicado a  cuerpos que podemos llevar al estado de incandescencia, podemos determinar como es su composición química.

¿Cuál es el verdadero valor del análisis espectral?

"Es que mediante el análisis espectral, podemos saber de que están hechas todas las cosas".

El espectro  de un gas, de un elemento o de un objeto es como el ADN  de un ser vivo, nos cuenta su historia y sus características físicas y químicas. 

En el estudio del análisis espectral son fundamentales las Leyes de Kirchhoff, que a continuación se transcriben:

Primera Ley: " A cada gas le corresponde uno o varios espectros que lo identifican".

Segunda Ley: "Todo gas es capaz de absorber las mismas radiaciones que es capaz de emitir, lo que constituye el fenómeno de la inversión de las rayas del espectro".

Esta segunda ley, es fundamental en el análisis de los espectros de absorción.

Cuando se les suministra calor a los cuerpos, estos emiten energía en forma de radiaciones que cubren el espectro electromagnético.

La emisión de energía de esos cuerpos se hace conforme a las Leyes de Radiación que son las siguientes:

Ley de Wien: "La longitud de onda de máxima emisión de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura absoluta a la 4ta. potencia"

                                                        

Ley de Stefan y Boltzman: " La energía total E, emitida por un cuerpo negro por segundo , por cm2 de su superficie, es directamente proporcional a la 4ta. potencia de su temperatura absoluta".

Las curvas de Planck, describen la forma en que emiten energía los cuerpos, y en que longitudes de onda lo hacen de acuerdo a la temperatura que alcancen.

Cuerpo Negro: A este concepto contribuyó Kirchhoff con sus estudios de laboratorio, tratando de determinar como debía de ser un radiador perfecto, es decir aquel cuerpo que es capaz de emitir la misma cantidad de radiaciones en todas las longitudes de onda. 

La conclusión es que lo más parecido al radiador perfecto o cuerpo negro, son las estrellas.

El estudio de los espectros de las estrellas, nos dicen mucho, ya que la información contenida en su luz, nos permite saber que elementos se encuentran presentes en la misma y de que parte de ésta provienen esas radiaciones.

El estudio de miles de estos espectros fotografiados a partir de 1842 por los astrónomos Henry Draper  de origen norte americano y el francés Edmond Becquerel, en la Universisdad de Harvard, durante más de una década, ya a fines del siglo XIX y principios del XX , gracias a la contribución sobretodo de Miss Cannon, también integrante del equipo junto con Pickering al cual la Universidad encomendara el trabajo de determinar si estos espectros tenían algún valor para la astronomía.

El resultado fue lo que se conoce como "Catálogo Draper o de Harvard".

Sobre este trabajo, más tarde en los años 20 al 30, Egnar Hertzprung  de origen danes y Henry Norris Russell, americano, lograron asociar las clases espectrales con las temperaturas y la luminosidad de las estrellas en lo que se conoce como Diagrama H-R o Diagrama de Hertzprung - Russell.

Sobre este diagrama realizaremos un trabajo que tendrá carácter de escrito.

DIAGRAMA H-R

El diagrama H-R, es la clasificación  estelar mediante los parámetros que identifican a las estrellas y que son comunes a todas, ya que como sabemos las estrellas, son astros que poseen luz propia, proveniente de la transformación de la energía en su núcleo.     En su núcleo, se transforma el H en He y una parte de la energía conseguida en esa transformación, la podemos captar en forma de radiaciones luminosas (fotones), y así obtener su espectro, que es lo único que nos permite a la distancia saber de las condiciones físicas de las estrellas.

A través de su luz, podemos saber cual es su composición química y evaluar las condiciones de  temperatura superficial de los astros.

¿De dónde proviene la temperatura superficial de una estrella?

Esta proviene de la fuerza de su núcleo.   Es así que una estrella como el Sol, tiene un núcleo que puede generar una temperatura de unos 15 millones de grados, por lo que dado su tamaño (diámetro: 1.500.000Km), en su superficie, sólo pueden alcanzar los gases una temperatura de 5.800ºK.

¿De que depende la fuerza de su núcleo?

Pues esta depende de su MASA.

La masa determina el tamaño de su núcleo, y si esta es muy chica (la masa) , el tamaño de su núcleo no alcanzará temperaturas importantes a nivel de su superficie.

En cambio si su masa es mucho mayor que la del Sol, tomando éste como base de comparación (Ms=1), la estrella tendrá un núcleo que generará una temperatura mucho mayor, pudiendo en algunos casos de estrellas muy masivas alcanzar temperaturas superficiales de hasta 50.000ºK.  Esto nos lleva a pensar que en el interior  de estas estrellas se generan temperaturas de entre 600 y 1000 millones de grados Kelvin.

Tenemos aquí la relación entre: masa - temperatura- superficial y  el tamaño.

¿De qué depende el COLOR y la Clase Espectral?.

Dependen de su temperatura superficial,  En el interior de las estrellas rondan para cada tipo números parecidos en millones de grados,   En tanto en las superficies los distintos tipos de estrellas, tienen temperaturas superficiales también parecidas.

Las estrellas se pueden comparar con un trozo de metal que calentamos.   A medida que calentamos el metal, va tomando diferentes colores, comenzando por el ROJO, aumentando la temperatura, pasará al anaranjado, amarillo, blanco, blanco-azul y AZUL.

Los estudios realizados al respecto, analizando el espectro de una fuente de luz blanca, han determinado que el calor depende de la temperatura, siguiendo las leyes de Radiación de Wien y Stefan, que explican claramente por qué al aumentar la temperatura aumenta la longitud de onda de máxima emisión así como la energía total emitida por segundo y por unidad de superficie.

Los colores del espectro de la luz visible, tienen diferentes longitudes de onda, y por lo tanto corresponde a diferentes temperaturas.

El tipo espectral, está determinado por la clasificación espectral de Harvard que          consiste en siete grupos identificados por las letras O-B-A-F-G-K-M. a las cuales le corresponde un rango.1.de temperatura y un rango de color.    Se construye situando en la absisa  el valor del Tipo Espectral y en la ordenada el valor de la Magnitud Absoluta.

Se puede agregar para completar el Diagrama el color y la luminosidad.

Estos son algunos de los espectros más comunes que podemos encontrar: