Color y espectro

Cuando calentamos un alfiler con una llama, va cambiando de color según sea su temperatura: primero adquiere el color rojo, después anaranjado, a continuación amarillo y finalmente blanco. Es decir, el color de los cuerpos depende de su temperatura. Las estrellas también presentan diversos colores que están en función de su temperatura superficial.

Si se hace pasar un rayo de luz solar a través de un prisma aparece el arco iris, formado por una gama de colores que varían gradualmente desde el violeta, en un extremo, hasta el rojo, en el otro. Así se descubrió que la luz blanca consistía en la mezcla de varios colores. También se descubrió que más allá del violeta llegaban otros tipos de rayos, los cuales calentaban mucho un termómetro, pero eran invisibles. Y lo mismo ocurre más lejos del extremo rojo del arco iris.

La luz está formada por muchos rayos diferentes, unos visibles con diferentes colores y otros invisibles. Todos ellos son ondas electromagnéticas que viajan a la misma velocidad, la velocidad de la luz c = 300.000 km/s. Pero cada color o cada tipo de radiación posee diferente longitud de onda. Una onda electromagnética puede entenderse como una vibración, como una curva que oscila continuamente produciendo crestas y valles. La distancia entre dos crestas sucesivas (o entre dos valles sucesivos) es lo que se llama longitud de onda (λ). Esta distancia es la que distingue un color de otro y un tipo de radiación de otra.

Las longitudes de onda suelen ser muy pequeñas y para medirlas se utiliza el nanómetro (nm). 1 nm = 10^-9 m. Así, la luz roja tiene una λ = 750 nm mientras que la λ de la luz violeta es de 400 nm. Los famosos rayos ultravioletas tienen una λ aún más pequeña y ya no son visibles. La radiación infrarroja, por el contrario, tiene una λ mayor de 750 nm y nuestros ojos tampoco son capaces de detectarla, como ocurre con los rayos X, utilizados en las radiografías, las microondas o las ondas de radio y de televisión.

El espectro electromagnético es el conjunto de todas estas ondas. La figura 15.6 representa todo el espectro en función de la longitud de onda λ

En 1812 el óptico alemán Fraunhofer hizo pasar la luz del Sol, primero a través de una rendija muy estrecha, y después, a través de un prisma. Observó que sobre el fondo del arco iris aparecían muchas rayas oscuras, cada una situada en una posición determinada por su longitud de onda. Esta serie de líneas superpuestas al fondo del arco iris es lo que se llama el espectro de la luz solar.

A lo largo del siglo XIX se descubrió que cada elemento químico produce en el espectro unas rayas oscuras determinadas y específicas: el hidrógeno, por ejemplo, siempre produce una raya en 434 nm, otra en 486 nm (la F en la figura 15.7) y otra con λ = 656 nm (la C). Es algo parecido a los códigos de barras de las etiquetas de muchos productos, los cuales permiten identificar de qué producto se trata, cuál es su precio y otros datos del mismo. Las rayas oscuras en el espectro son como las huellas dactilares de cada elemento químico. Gracias a ellas se pudo identificar la mayoría de las líneas oscuras de Fraunhofer en el espectro de la luz solar y fue posible averiguar cuál es la composición química del Sol.

En 1868 el astrónomo francés Pierre Janssen observó en el espectro solar algunas líneas oscuras que no se correspondían con las de ningún elemento conocido. Al mismo tiempo el inglés Norman Lockyer había logrado un descubrimiento similar. Se bautizó este nuevo elemento (que parecía ser exclusivo del Sol) como “Helio”, en honor al nombre del dios griego del Sol. Hubo que esperar hasta 1882 cuando el físico italiano Luigi Palmieri descubriría la presencia de este elemento en la atmósfera terrestre.

Clasificación espectral

El paso siguiente fue intentar analizar la luz de las estrellas. El instrumento necesario para hacerlo se llama espectroscopio (figura 15.9). Acoplado a un telescopio, permite obtener el espectro de cualquier estrella, siempre que sea suficientemente brillante. Así pudieron emprenderse estudios sobre la composición química y sobre el estado físico de las estrellas, hasta entonces inabordables. Se produjo un vuelco, y los cálculos de posiciones y movimientos quedaron relegados a segundo plano, mientras una nueva ciencia se situaba en el primer puesto del interés: la Astrofísica.

El espectro de las estrellas es prácticamente nuestra única fuente de información sobre ellas. Afortunadamente es impresionante la cantidad de datos que se puede extraer de su análisis. Uno de ellos es la temperatura superficial de la estrella.

Las estrellas emiten luz de todos los colores, cuya mezcla hace que las veamos blancas. Sin embargo, en muchas es posible apreciar ciertos tonos de colores, sobre todo los rojizos, como es el caso de Betelgeuse o de Antares. El Sol es claramente amarillento. Esto se debe a que nuestra estrella lanza al espacio más cantidad de radiación amarilla que de otras longitudes de onda.

Analizando el espectro de una estrella es posible determinar cuál es la longitud de onda (λ_máx) en la que emite un máximo de radiación. Concretamente, la longitud de onda más intensa en la luz solar es λ_máx = 500 nm. Esa longitud de onda está entre el verde y el azul. Sin embargo, el Sol emite en conjunto más radiación en el amarillo y por eso lo vemos de ese color. Y hay una ley física, la ley de Wien, que permite calcular la temperatura superficial de esa estrella:

                                                 T (K) = 2.900.000/λ_máx (nm)

Para el Sol                                T = 2.900.000/500 = 5.800 K

Ejercicio 15.1

a) La λ_máx de Arturo es de 676 nm. Este máximo, ¿está más cerca del extremo rojo o del extremo violeta de la luz visible? ¿De qué tono crees que será el color de Arturo?

b) Calcula, utilizando la fórmula de la ley de Wien, la temperatura superficial de Arturo.

c) Averigua el color y la temperatura de Vega (λ_máx=302 nm).

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Hacia 1900 se habían recogido y fotografiado los espectros de muchas estrellas. En unos aparecían pocas rayas oscuras, en otros muchas. En todos había H y He pero en algunos también se identificaron ciertos metales como el sodio (Na), el calcio (Ca) o el magnesio (Mg). Tras muchos estudios, entre los que destaca la aportación de la norteamericana Annie J. Cannon del observatorio de Harvard en Boston, se estableció la siguiente clasificación de las estrellas según su espectro:

La designación de cada clase espectral con una letra mayúscula es un mero convenio, y el orden en el que aparecen se debe a que inicialmente se hizo una clasificación provisional siguiendo el orden alfabético. Luego se encontró más lógico seguir el orden de temperaturas o de los colores. Los estudiantes de habla inglesa utilizan esta frase para recordar la secuencia de letras.

Oh!, Be A Fine Girl, Kiss Me

Una versión castellana, menos romántica, dice así:

“Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier”

Cada clase espectral se subdivide en 10 partes, desde la 0 hasta la 9, para afinar más esta clasificación. Por ejemplo, una estrella G0 tendría la máxima temperatura (6.000 K), mientras que la G9 tendría una temperatura un poco mayor de 5.000 K. El Sol es de la clase G2.

Ejercicio 15.2

Indica la clase espectral a la que pertenece Capella, cuya temperatura superficial es de 5.900 K. Clasifica estas estrellas

a) Rigel (λ_máx = 230 nm) b) Altair (T = 8.400 K) c) Aldebarán (T = 4.200 K).

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