Astronomía y astrofísica

ESPECTRO DE LINEAS

LÍNEAS ESPECTRALES

Comenzamos ahora el análisis de los procesos de absorción cuya dependencia con la frequencia es fuerte. Los detalles más comunes que estos procesos forman son las líneas estelares, aunque hay otros, como los bordes casi discretos en los límites de una serie de líneas (como el ``Salto de Balmer'' visto anteriormente), que dependiendo de las condiciones de la atmósfera podrían merecer un anális similar.
Es importante enfatizar, una vez más, que la dualidad espectro de líneas-espectro contínuo ha sido en buén grado impuesta históricamente por las diferentes técnicas observacionales requeridas para estudiar el contínuo y líneas, y diferentes técnicas teóricas y numéricas usadas para resolver el problema de transferencia radiativa cuando la opacidad es altamente variable con la longitud de onda (como en el caso de las líneas). Estrictamente hablando, tanto líneas como contínuo son tan solo procesos de absorción y podrían tratarse y resolverse con los mismos mecanismos numéricos si las computadoras y el tiempo de cálculo lo permitieran.

Una de las características más remarcables del espectro de líneas es su grado de complejidad. Durante muchas décadas los astrónomos no pudieron sistematizar los diferentes espectros estelares observados, dada la alta variedad de líneas diferentes en las distintas estrellas. El paso crucial en el entendimiemto de los mismos fué el descubrimiento de que la mayoría de los espectros de las estrellas podían ordenarse en una secuencia (eje horizontal en el diagrama H-R), y el entendimiento de que este ordenamiento era en realidad una secuencia de temperaturas. Posteriormente, la vinculación de la degeneración adicional de los tipos espectrales (en el sentido de que uno de ellos puede corresponder a estrellas de muy distinta luminosidad) con la gravedad superficial de las estrellas permitió establecer el sistema bidimensional en uso hasta ahora. Los espectros de las estrellas se caracterizan entonces principalmente por su temperatura superficial y secundariamente por la luminosidad total de la estrella. El efecto de esta última se manifiesta a través de las variables físicas de presión y tamaño de la superficie estelar. Entender como se relacionan la temperatura, la presión y el tamaño de las estrellas con las características del espectro de líneas es el objetivo de este capítulo.
A partir de los conocimientos que ya tenemos hay algunas conclusiones previas que podemos itemizar como sigue:

• Lógicamente, las líneas dan información acerca de la población de niveles atómicos/iónicos. El hecho de que una estrella muestre la línea espectral correspondiente a la absorción de fotones desde un cierto nivel de un átomo o ión en particular, implica necesariamente que hay esa clase de átomos o iónes en la atmósfera de la estrella, y que las condiciones de excitación son tales que el nivel de energía esta apropiadamente poblado.
• Las líneas pueden ser ópticamente mucho más opacas en el núcleo que en las alas. Dadas las características de la transferencia radiativa, por lo tanto, una sola línea estará reflejando las características físicas de un rango muy grande de profundidades ópticas, así como la  para el caso del obscurecimiento al limbo de la radiación del contínuo, reflejaba distintas profundidades ópticas de formación del mismo. Entonces, las líneas espectrales dan información complementaria a la del contínuo, acerca de la variación de las variables físicas con la profundidad.
• Las líneas en general son opacas en un rango muy pequeño de frecuencias. Suele decirse que son muy delgadas en , o . Por este motivo, son muy sensibles al efecto de movimientos macroscópicos en la atmósfera estelar (reflejados por corrimiento Doppler). Son, entonces, un diagnóstico muy fuerte de los campos de velocidad en las estrellas.

Líneas de Absorción y de Emisión

Fotones con 10.2 eV de energía son absorbidos, produciendo una línea de absorción.

Ahora podemos empezar a hacer la conexión entre los picos y valles que vemos en el espectro de una estrella y los niveles de energía de los átomos de la estrella. Por ejemplo, hagamos pasar una luz con todos los colores del espectro a través de una nube de gas de Hidrógeno. No toda la luz logrará pasar a través de la nube. Todos los fotones que tienen exactamente 10.2 eV de energía no pasaran a través del Hidrógeno porque los átomos de Hidrógeno los absorberán al pasar del primer nivel de energía al segundo nivel de energía. De la misma manera, la luz con una energía de 1.89 eV no  pasará; esos fotones serán absorbidos por átomos de Hidrógeno que pasan  del segundo n ivel de energía al tercer nivel de energía. La luz que la nube de Hidrógeno absorbe aparece como valles en el espectro de la nube.

Si la nube fuera muy caliente, entonces todo sus átomos de Hidrógeno chocarían unos contra otros con fuerza suficiente para liberar sus electrones y el gas se volvería ionizado. Los iones de la nube caliente de Hidrógeno no tienen electrones, por lo tanto no pueden absorber luz. Cuando ves es espectro de la nube caliente, no verás ningún valle producido por líneas de absorción de Hidrógeno. La ionización ocurre a unos 10,000 K para Hidrógeno. Entonces si no ves líneas de absorción de Hidrógeno en el espectro de una nube caliente, puedes concluir que está más caliente que 10,000 K.

Sin embargo, si la nube fuera muy fría , todos los átomos de Hidrógeno estarán en el estado base y solo fotones con 10.2 eV serán absorbidos. Si nuestro espectro no muestra longitudes de onda alrededor de XXX, no veremos ninguna línea de absorción de Hidrógeno en el espectro de la nube. Tu verás las líneas de Hidrógeno más fuertes en una nube de una alrededor de 9000 K.

Si ves una nube cuyo espectro no muestra líneas de Hidrógeno, ¿cómo puedes saber si es muy caliente o muy fría? Para una nube de puro Hidrógeno, no sabrías. Pero para estrellas reales, las cuales contienen átomos de mucho elementos además de Hidrógeno, tu puedes ver la absorción y emisión de otros elementos.

Absorción y Emisión en Estrellas Reales

Para muchos elementos hay cierta temperatura para la cual su emisión y absorción es más fuerte,  Las líneas que ves en el espectro de una estrella actúan como termómetros. Algunos compuestos, como Oxido de Titanio, solo aparecen en los espectros de estrellas muy frías. Otros, como Helio, solo aparecen en los espectros de las estrellas muy calientes.

Entonces, la secuencia de tipos espectrales que aprendiste en la última sección, OBAFGKM, es realmente una secuencia de temperatura donde O representa las estrellas más calientes y M representa las más frías.

Aquí hay algunas herramientas útiles ara recordar el orden de los tipos espectrales (en inglés) :

La tabla de abajo muestra algunas de las líneas de absorción y emisión características de cada estrella

Tipo Espectral	Temperatura (Kelvin)	Líneas Espectrales
O	28,000 - 50,000	Helio ionizadoI
B	10,000 - 28,000	Helio, algo de Hidrógeno
A	7500 - 10,000	Hidrógeno fuerte, algunos metales ionizados
F	6000 - 7500	Hidrógeno, Calcio ionizado (marcados con H y K en el espectro) e Hierro
G	5000 - 6000	Metales neutros e ionizados, especialmente Calcio; banda G fuerte
K	3500 - 5000	Metales neutros, Sodio
M	2500 - 3500	Oxido de Titanio fuerte, Sodio muy fuerte

Puede que tu no sepas dónde tienen estos elementos sus líneas. La tabla de abajo lista algunas de las más comunes y su localización aproximada en el espectro electromagnético.

Líneas Espectrales	Longitud de onda  (Angstroms)
Ha, Hb, Hg	6600, 4800, 4350
Líneas H y K de Calcio ionizado	3800 - 4000
Óxido de Titanio	montones de líneas 4900 - 5200, 5400 - 5700, 6200 - 6300, 6700 - 6900
Banda G	4250
Sodio	5800
Helio (neutro)	4200
Helio(ionizado)	4400

Si tu estas interesado en aprender donde encontrar todas estas líneas los programas de SDSS usan, puedes encontrar una tabla de todas las líneas .

Pregunta 4. ¿Cómo compara tu sistema de clasificación con el sistema OBAFGKM de tipos espectrales mostrado arriba? ¿Cuáles son las similaridades? ¿Cuáles son las diferencias?

Ahora mira otra vez el espectro que viste antes:

Perfil de Absorción

Para seguir adelante con el análisis de líneas, necesitamos entender cómo se determina la opacidad de las líneas a una frecuencia dada, es decir el ``perfil de absorción'', y cómo este perfil de absorción se relaciona con las condiciones locales de densidad, temperatura y presión. El perfil de absorción que trataremos de expresar a partir de primeros principios será directamente asimilable a la curva del panel central en la figura anterior, es decir, lo que llamamos antes profundidad de absorción.
Para simplificar la exposición, trataremos los casos inversos al de absorción los de procesos de emisión de líneas. Tal como vimos anteriormente (relaciones de Milne), ambos procesos son equivalentes y los resultados de uno pueden transformarse en los del otro de manera directa.
Idealmente, para un átomo aislado, con niveles de energía que puedan existir por un tiempo infinitamente largo en sus estados excitados, las líneas espectrales resultantes de transiciones de absorción serían perfectamente delgadas (monocromáticas). Pero en la realidad, hay muchos mecanismos que producen una indefinición de los niveles de energía, tal como son percibidos por el fotón que será absorbido, y esto lleva a la existencia de un ensanchamiento de las líneas.
Entre los procesos que vamos a considerar, están:

1.

Absorción atómica natural (Ancho natural) (Natural Dumping)

2.

Ensanchamiento térmico (Thermal or Doppler broadening).

3.

Ensanchamiento por efecto de presión (también llamado colisional).