Ciencia y Tecnología
29 de mayo de 2015

La luz que nos llega de las estrellas nos informa de su composición química y de su temperatura (y otras cosas más). Generalidades acerca de los "espectros"

Dr. Héctor O. DI ROCCO

Muy posiblemente los lectores se habrán preguntado cómo sabemos de qué materiales están compuestas las estrellas, el Sol incluido. La respuesta a esta cuestión fundamental está en el hecho de que cada elemento químico tiene su propia huella digital: su espectro. Los espectros se miden con aparatos llamados, genéricamente, espectrógrafos y vamos a anticiparnos con una cosa sorprendente: ¡todos tenemos un espectrógrafo en nuestras casas!

Entonces, antes de responder la pregunta que nos atañe, y de los espectrógrafos de nuestros domicilios, diremos algo acerca de qué cosa es un espectro. Y lo haremos mediante dos ejemplos simples, tomados de la vida diaria.

El primer ejemplo es fácil de repetir: si en un día soleado colocamos un trozo de vidrio en forma de prisma, de manera que el sol "se enfoque" sobre el suelo o una pared, veremos una serie de colores, análogamente a los colores del arco iris. En Física, a los colores los llamamos frecuencias, y también longitudes de onda. Cada color tiene un rango de frecuencias (un número) pero estos valores numéricos no nos interesan por ahora. Tal serie de colores (o frecuencias) constituye el espectro del Sol y dicha experiencia fue llevada a cabo por Newton, demostrando así que la luz blanca está compuesta por luz de distintas frecuencias. Si hacemos la experiencia, podremos decir sin errar a la verdad, ¡que hemos fabricado un espectroscopio! Con la palabra espectroscopio designamos un aparato que permite un estudio solamente cualitativo mientras que la palabra espectrógrafo designa un aparato capaz de "medir" diversas propiedades.

El segundo ejemplo se refiere a los espectrógrafos domésticos: ¡los receptores de radio! A nuestros aparatos llegan todas las frecuencias, de la misma manera que al prisma llegan todos los colores. Y así como el prisma separa los colores, el circuito de radio "elige" la frecuencia que nos interesa cuando movemos el dial. Podemos leer la frecuencia de nuestra estación preferida y escucharla por los locutores; a veces, nos dan la longitud de onda. Ambas cantidades están relacionadas por la única fórmula que escribiremos aquí:

frecuencia × longitud de onda = velocidad de la luz

que es de 300.000 km/s (¡un número fantástico!).

Con estos dos ejemplos, volvamos a los espectros estelares, mencionando el siguiente hecho empírico, que no es nada trivial: independientemente del medio en que se encuentran, los átomos de cada elemento químico emiten luz (su espectro) con las mismas frecuencias. Este hecho, que nos ha permitido averiguar, enfocando convenientemente la luz de las estrellas sobre los espectrógrafos ubicados en los observatorios astronómicos, también tiene una aplicación importantísima en la vida nuestra de cada día. Si provocamos que una muestra, sea gaseosa, líquida o sólida, emita luz, y la analizamos, podemos averiguar qué elementos forman dicha muestra. Así podemos conocer, por ejemplo, la presencia de contaminantes, drogas, etc. Es una aplicación de una técnica que nació para la investigación básica y que se ha trasladado a muchísimos laboratorios aplicados de todo el mundo.

Así, entonces, se ha podido establecer que el elemento más abundante en la Vía Láctea es el Hidrógeno (su símbolo químico es H), al que le siguen el Helio (He), el Oxígeno (O), el Carbono (C), etc. Es muy importante hacer notar que el elemento Helio lleva este nombre porque, desconocido en su momento en la Tierra, fue descubierto espectroscópicamente, ya que emite un color amarillo característico, observado en un eclipse solar en el año 1868. De ahí el nombre, ya que Helios es el nombre griego del Sol. Recién en 1895 fue descubierto en nuestro planeta, como emanaciones de una mina de Uranio (U), en Suecia.

Ahora viene lo nuestro

Evidentemente, que por medio de análisis espectroscópicos se pudiesen identificar elementos que existen en las estrellas y, en ese entonces, todavía no descubiertas en la Tierra, ha sido uno de los triunfos históricos de la Espectroscopía. Pero, como ha sucedido y sucederá en el análisis de los experimentos, se debe ser muy cuidadoso con las conclusiones que se sacan.

En efecto, a los espectrógrafos seguían llegando frecuencias (o colores) que no habían sido estudiados todavía por los físicos o astrónomos. En particular, había cuatro "colores" que llegaban de las nebulosas gaseosas que no se conocían en ningún experimento hecho en la Tierra. Estimulados por la historia del He, se supuso que en dichas nebulosas había otro elemento químico, desconocido en nuestro planeta, y se le dio el nombre de nebulio. Fue recién en 1928 que Ira S. Bowen descubrió que dichas frecuencias provenían del elemento Oxígeno, que había perdido uno y dos electrones. Cuando los átomos pierden electrones, se denominan iones. Los iones tienen la propiedad de producir ciertos "colores" con baja probabilidad mientras otros "colores" con muy alta probabilidad. ¿Y cuándo sucede que aparecen los iones? Cuando los átomos están a altas temperaturas. A temperatura ambiente, todos los átomos tienen todos los electrones girando alrededor del núcleo, pero colocados los átomos en un ambiente de mayor temperatura, comienzan a perder electrones. Hay una relación entre la temperatura de una estrella y el número de electrones perdidos por los átomos; un ejemplo concreto se verá tres párrafos más adelante.

Un ejemplo aún más espectacular corresponde a un numeroso conjunto de frecuencias (23) observadas en la corona solar. Dado que no habían sido identificadas en los laboratorios, se supuso que en la corona existía un nuevo elemento químico, el coronio. Hay que hacer notar que a principios de los años '40 del siglo pasado, se suponía que la temperatura de la corona del Sol era de unos 6000 ºK.

En el año 1939 el astrofísico Walter Grotrian sugirió que en la corona solar existía un mecanismo similar al encontrado por Bowen: "colores" emitidos con baja probabilidad. Tres años después, el espectroscopista sueco Bengt Edlén, trabajando en la Universidad de Uppsala, informó que había identificado el origen de 19 de las 23 frecuencias del "coronio", como provenientes de los elementos Hierro (Fe), Níquel (Ni) y Calcio (Ca), que habían perdido hasta trece electrones. Posteriormente, se descubrió que las restantes cuatro frecuencias eran debido también al Ni, que habían perdido 12 y 14 electrones.

El descubrimiento de Edlén revolucionó la comprensión de los fenómenos que ocurren en la corona solar. Efectivamente, la temperatura necesaria para que los átomos pierdan hasta 14 electrones es de, aproximadamente, 2.000.000 ºK. ¡La temperatura estimada de la corona solar pasó, entonces, de 6000 ºK a 2.000.000 ºK gracias a experimentos hechos en un laboratorio de espectroscopía!

Anecdóticamente, con anterioridad a este descubrimiento Edlén fue, alrededor del año 1929, quien observó por primera vez, estudiando el espectro del Litio (Li), el denominado posteriormente efecto Lamb, que dio origen a la teoría física más exacta: la Electrodinámica Cuántica, que trata de la interacción entre cargas eléctricas y el campo electromagnético.

Hay que destacar que, pese a sus dos notables descubrimientos, Edlén no ganó el Premio Nobel. Siguió trabajando calladamente en la Universidad de Lund hasta su muerte en 1993, a los 86 años. Además de su trabajo como físico se convirtió, con los años, en uno de los mayores expertos en la flora de su país: así como amó la belleza de los espectros de las estrellas distantes, amó la belleza de las flores sobre la tierra.

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Dr. Héctor O. DI ROCCO:
Doctor en Física. Instituto de Física Arroyo Seco (IFAS) - Centro de Investigaciones en Física e Ingeniería del Centro de la Provincia de Buenos Aires (CIFICEN), CONICET – UNICEN.  
Contacto: hdirocco [at] exa [dot] unicen [dot] edu [dot] ar