Espectros

En ocasiones, no sólo nos interesa la luz total recibida en todas y cada una de las frecuencias del espectro electromagnético, sino la luz que se recibe en cada frecuencia en particular. Así, definimos el “flujo específico”, con la misma letra que antes pero con un subíndice v, como la energía radiante recibida por cm2, por segundo, en una frecuencia v comprendida entre v y v + dv. A la función fv(v) se la llama “espectro” de la fuente. De igual modo definiríamos qv, Lv.

Espectro electromagnético #

Se comprende que si sumamos el flujo recibido en todas las frecuencias obtenemos el flujo que definimos antes, es decir Too /=J0/A O-4) y de igual forma obtendríamos q, Z, a partir de qv, Iv y Lv respectivamente.

Todo lo que conocemos del Universo está prácticamente encerrado en la función lv (v, a, S, t), donde a, S son las coordenadas angulares ecuatoriales (véase Material A3 sobre coordenadas) y t es el tiempo. Esta función es casi nuestra única base de datos para reflexionar sobre el Cosmos. Es llamativo que sólo dispongamos de esta función, especialmente teniendo en cuenta que no suele depender del tiempo. A escala humana, la mayor parte del Universo observable parece inmutable.

El espectro fv(y) (ó Iv{y\ ó qv(v), ó Lv(v)) puede ser de alta resolución espectral, cuando conocemos muchos puntos de la función fv(y), o de baja resolución espectral, cuando conocemos pocos.

Un espectro está formado por un continuo y unas rayas. El continuo se debe a la existencia de una función fv(v) sin discontinuidades bruscas que abarca todas las frecuencias. Superpuestas al continuo están las rayas (o líneas) del espectro, que pueden ser de emisión o de absorción, según si sobresalen del continuo o se oscurecen. Las rayas abarcan una región de frecuencias muy reducida, como consecuencia de la naturaleza cuántica de los niveles energéticos de los átomos o moléculas, emisores o absorbentes.

Formación de un continuo #

Diversos mecanismos pueden llevar a la formación de un continuo. Comentamos tres de los más importantes:

Continuo Térmico.—Es emitido por los cuerpos sencillamente por tener una temperatura. Por ejemplo, la agitación térmica produce colisiones entre los átomos, alguno de los cuales puede quedar excitado en la colisión, emitiéndo un fotón en la desexcitación. El conjunto de estos fotones formaría el continuo térmico. Si el cuerpo emisor está en equilibrio, el espectro térmico continuo es el de un cuerpo negro, pero a veces puede diferir considerablemente. Cuando el emisor es un cuerpo negro, su espectro es independiente de los mecanismos de emisión, independiente de si éstos se deben a las excitaciones colisiónales que mencionábamos o a cualquier otro mecanismo. (En general, las propiedades del equilibrio estadístico de cualquier sistema son independientes del mecanismo mediante el cual se alcanza). Ejemplos importantes en astrofísica de espectros continuos térmicos son el continuo de las estrellas, el de la emisión del polvo interestelar, el espectro en rayos X del medio intergaláctico en un cúmulo de galaxias y el fondo de microondas (fotones que llenan todo el espacio, vestigio del Universo primitivo del que hablaremos en el capítulo de Cosmología).

Continuo sincrotrón.—La trayectoria de una partícula cargada en el seno de un campo magnético es helicoidal, recordando un muelle. Puesto que no es una línea recta, la partícula cargada sufre (o goza) una aceleración. Toda partícula cargada acelerada emite: El conjunto de los fotones emitidos de esta forma constituye la emisión del continuo sincrotrón. La radiación sincrotrón domina el espectro de ondas de radio del gas interestelar, por ejemplo.

Continuo Compton inverso. En el efecto Compton, un fotón al interaccionar con una partícula, pierde energía, por lo que su longitud de onda aumenta. En el efecto Compton inverso, la energía de la partícula puede comunicarse al fotón, disminuyendo así su longitud de onda. Estos fotones energéticos pueden constituir el continuo Compton inverso. Frecuentemente el continuo Compton inverso contamina otros continuos, siendo en pocas ocasiones el efecto dominante.

Las rayas espectrales corresponden a transiciones energéticas discretas, normalmente del electrón más externo en los átomos y moléculas y de vibración y rotación en las moléculas. Las rayas debidas a la vibración y rotación son muchas y poco espaciadas y constituyen bandas. Como el elemento más abundante en el Cosmos es el hidrógeno, las rayas más abundantes observadas pertenecen a este átomo, entre las que cabe distinguir la línea de Ly- man-a (1216 Á, en el ultravioleta), la Ha (6563 Á, su nombre es realmente Balmer-a) y la de 21 cm (correspondiente a la transición de la posición paralela a la antiparalela del “spin” del electrón). Gran parte de nuestro conocimiento del Universo se ha obtenido mediante el estudio de estas tres rayas.

El hidrógeno en muchas ocasiones se encuentra en forma molecular, Hr Esta molécula es muy pobre en rayas y bandas intensas. Como parece existir una correlación entre H1 y la molécula de CO, se estudian las propiedades de ésta para conocer las de aquella. La molécula de CO emite mucho en 2.7 mm, que es por tanto, una de las longitudes de onda más estudiadas por los radiotelescopios de ondas milimétricas.

Las rayas espectrales nos suministran mucha información sobre distintos aspectos físicos de la región emisora (o absorbente). Así por ejemplo, nos permiten determinar: La composición química. Cada átomo tiene su serie de rayas, con espaciados característicos entre ellas, que permite su identificación.