Espectros estelares

Teoría. Qué es el espectro de una estrella, de dónde sale su forma y qué información esconde. No hace falta física previa: cada concepto se introduce poco a poco, desde la idea de que la luz nos trae mensajes hasta las medidas concretas que harás en el laboratorio. Las secciones marcadas (avanzado) profundizan en la física; puedes saltártelas en una primera lectura y volver a ellas más tarde.

1. La luz como mensajera

Casi todo lo que sabemos de una estrella nos llega en su luz. No podemos viajar hasta ella ni tomar una muestra; solo recibimos los fotones que emitió. La buena noticia es que esa luz viene codificada: si la descomponemos por colores, podemos leer de qué está hecha la estrella, a qué temperatura está, si se acerca o se aleja y mucho más.

Piensa en la astronomía como una ciencia que trabaja a distancia. Un geólogo puede partir una roca; un químico puede calentar una muestra en un tubo de ensayo. El astrónomo no puede tocar una estrella que está a billones de kilómetros: su único «tubo de ensayo» es el haz de luz que llega al telescopio. Aprender a leer esa luz es, literalmente, aprender a hacer química y física a años luz de distancia.

Descomponer la luz por colores

Descomponer la luz por colores es lo que hace un prisma (o la lluvia al formar un arcoíris): separa la luz blanca en sus longitudes de onda. Cuando la luz del Sol atraviesa una gota de agua o un cristal con forma de cuña, cada color se desvía un poco distinto, y lo que entra como un haz blanco sale abierto en abanico, del violeta al rojo. Ese abanico es la versión más sencilla de un espectro.

La longitud de onda λ (lambda) se mide en ångströms (Å); 1 Å = 0,0000000001 metros. El ojo ve aproximadamente de 4000 Å (violeta) a 7000 Å (rojo), pero las estrellas emiten también en ultravioleta, infrarrojo y más allá. Es importante interiorizar que el rango visible es solo una rendija estrecha de todo lo que una estrella emite: hay muchísima energía en partes del espectro que nuestros ojos sencillamente no perciben, y que solo vemos con instrumentos.

Para hacernos una idea de las escalas:

Qué es un espectro

Un espectro es esa luz descompuesta, representada como una curva: en el eje horizontal la longitud de onda y en el vertical el flujo (cuánta energía llega en cada λ). En vez de un solo número de brillo, tenemos una curva entera: la huella de la estrella.

Idea central. Un brillo es un solo número («esta estrella es así de luminosa»). Un espectro es una función completa: dice cuánta luz hay color a color. Por eso un espectro contiene muchísima más información que una simple foto, y por eso los astrónomos invierten tanto esfuerzo en obtenerlos.

En esa curva conviven dos cosas muy distintas que aprenderemos a separar:

1. Una parte suave y ancha, como una colina, que llamaremos continuo.
2. Unos picos y valles estrechos superpuestos a esa colina, que llamaremos líneas.

El continuo nos hablará sobre todo de temperatura; las líneas, sobre todo de composición y movimiento. Las siguientes secciones desarrollan cada una.

La luz como onda y como fotón (avanzado)

¿Qué es exactamente la luz que separamos por colores? La física moderna la describe con una doble naturaleza, y conviene tener las dos imágenes en la cabeza porque cada una explica fenómenos distintos.

• La luz como onda. La luz es una onda electromagnética: campos eléctricos y magnéticos que oscilan y se propagan por el vacío. Cada color es una onda con una longitud de onda λ (la distancia entre dos crestas) y una frecuencia ν (cuántas oscilaciones por segundo). Ambas se relacionan con la velocidad de la luz mediante c = λ · ν. Longitudes de onda largas (rojo, infrarrojo) corresponden a frecuencias bajas; longitudes de onda cortas (azul, ultravioleta), a frecuencias altas. La imagen de onda explica fenómenos como la dispersión en el prisma o la interferencia.
• La luz como fotón. La misma luz también se comporta como un chorro de partículas de energía llamadas fotones. Cada fotón transporta una energía que depende solo de su frecuencia (o, de forma equivalente, de su longitud de onda): E = h · ν = h · c / λ, donde h es la constante de Planck. La imagen de fotón es la que explica por qué los átomos producen líneas, como veremos en la sección 3.

Nota importante a tener en cuenta. No es que la luz «a veces sea onda y a veces partícula» de forma caprichosa: es una entidad cuántica que siempre es las dos cosas a la vez, y según el experimento se manifiesta una faceta u otra. Para nuestra teoría de espectros basta recordar dos cosas: la onda nos da la longitud de onda λ que ponemos en el eje horizontal, y el fotón nos da la energía que un átomo puede absorber o emitir.

La consecuencia práctica de E = h·c/λ es enorme: un color es una energía. Un fotón azul lleva más energía que un fotón rojo. Cuando más adelante digamos que un átomo «absorbe en una longitud de onda concreta», estaremos diciendo en realidad que absorbe fotones de una energía concreta.

2. El continuo: la luz térmica de la estrella

La parte suave y continua del espectro —sin contar los picos y valles estrechos— se llama continuo. Procede de la superficie caliente de la estrella (la fotosfera) y se parece mucho a la radiación de un cuerpo negro: un emisor ideal cuya luz depende únicamente de su temperatura.

¿Por qué una superficie caliente emite luz? Porque todo cuerpo con temperatura por encima del cero absoluto radia energía. Las partículas que lo componen se agitan, y esa agitación produce radiación electromagnética. Cuanto más caliente está, más se agita y más (y más energética) es la luz que emite. Una barra de hierro al rojo vivo es el ejemplo cotidiano: al calentarla pasa de no brillar a brillar rojo, luego naranja, luego «al blanco». Una estrella hace exactamente lo mismo, solo que a temperaturas mucho más altas y con una superficie enorme.

Tres ideas clave del continuo

• Cuanto más caliente, más azul. El máximo de emisión se desplaza hacia longitudes de onda más cortas al subir la temperatura (ley de Wien). Por eso una estrella de 30 000 K se ve azulada y una de 3000 K, rojiza: el color es, en esencia, un termómetro.
• Cuanto más caliente, más brilla en total (ley de Stefan–Boltzmann). No solo cambia el color: la cantidad total de energía emitida por cada trocito de superficie crece muy deprisa con la temperatura.
• La forma de la curva (una «campana» con un único máximo) es siempre la misma; solo cambia dónde está su pico. La describe la ley de Planck: B_λ(T) ∝ 1 / ( λ⁵ · (exp(hc/λkT) − 1) ).

Una estrella real no es un cuerpo negro perfecto (sus millones de líneas y bandas deforman el continuo), pero la comparación con la curva de Planck es muy útil, como verás en la guía del laboratorio. La estrategia habitual es: tomar el espectro real, ignorar mentalmente las líneas y fijarse solo en la colina de fondo; esa colina se parece tanto a una curva de Planck que, ajustándola, podemos estimar la temperatura de la estrella.

El cuerpo negro: Planck, Wien y Stefan–Boltzmann (avanzado)

Un cuerpo negro es una idealización: un objeto que absorbe toda la radiación que le llega (de ahí «negro») y que, en equilibrio térmico, vuelve a emitir energía con un espectro que depende solo de su temperatura T, no de su forma ni de su material. Es una idealización sorprendentemente buena para la fotosfera de una estrella.

Ley de Planck. Describe la forma exacta de la curva, es decir, cuánta energía emite el cuerpo negro en cada longitud de onda:

B_λ(T) ∝ 1 / ( λ⁵ · (exp(hc/λkT) − 1) )

Aquí h es la constante de Planck, c la velocidad de la luz, k la constante de Boltzmann y T la temperatura absoluta (en kelvin). Lo importante no es memorizar la fórmula, sino entender que produce una campana asimétrica: sube rápido desde las longitudes de onda cortas, alcanza un máximo y luego baja más suavemente hacia las largas. Esta ley fue, históricamente, el nacimiento de la física cuántica: Planck tuvo que suponer que la energía se emitía en paquetes (cuantos) para que las cuentas cuadrasen.

Ley de Wien. Dice dónde está el pico de esa campana. Cuanto mayor es la temperatura, más corta es la longitud de onda del máximo, de forma inversamente proporcional:

λ_max · T = constante

Por eso al calentar un objeto su color de máxima emisión se corre del rojo al azul. Aplicado a estrellas: una de 3000 K tiene el pico en el infrarrojo-rojo y se ve rojiza; una de 30 000 K lo tiene en el ultravioleta y se ve azulada (vemos la «cola» azul de su curva).

Ley de Stefan–Boltzmann. Dice cuánta energía total emite cada unidad de superficie, sumando todas las longitudes de onda. Esa energía crece con la cuarta potencia de la temperatura:

Energía por unidad de superficie ∝ T⁴

La cuarta potencia es brutal: si duplicas la temperatura, la superficie emite 16 veces más energía (2⁴ = 16). Por eso las estrellas calientes son tan deslumbrantes comparadas con las frías del mismo tamaño.

Nota importante a tener en cuenta. Wien y Stefan–Boltzmann no son leyes «aparte»: son consecuencias directas de la ley de Planck. Wien sale de buscar dónde está el máximo de la curva de Planck; Stefan–Boltzmann, de sumar (integrar) toda el área bajo esa curva. Tener una sola ley madre (Planck) y dos hijas (Wien, Stefan–Boltzmann) ayuda a no verlas como fórmulas sueltas que memorizar.

3. Las líneas: el código de barras de los átomos

Sobre el continuo aparecen líneas: caídas (absorción) o picos (emisión) muy estrechos a longitudes de onda concretas. Son la parte más rica en información.

¿Por qué existen? Los átomos solo pueden tener ciertas energías internas, como peldaños de una escalera (niveles cuánticos). Un electrón salta de un peldaño a otro solo si absorbe o emite un fotón con exactamente la energía de la diferencia entre peldaños. Como la energía de un fotón fija su longitud de onda, cada salto corresponde a una λ precisa.

• En las capas externas y más frías, los átomos absorben los fotones del continuo cuya λ coincide con sus saltos: aparecen líneas de absorción (valles).
• Cada elemento tiene su propio patrón de niveles → su propio conjunto de líneas: un código de barras único. Ver hidrógeno significa que hay hidrógeno; la intensidad de cada línea informa de cuánto hay y en qué condiciones.

Un detalle precioso: las líneas de hidrógeno no son más fuertes en las estrellas con más hidrógeno, sino en las de tipo A: a esa temperatura el gas está en las condiciones idóneas para absorber en Balmer. La fuerza de una línea depende de la temperatura y la presión, no solo de la abundancia.

Por qué los átomos producen líneas: niveles cuánticos de energía (avanzado)

Un átomo es un núcleo rodeado de electrones. Según la mecánica cuántica, un electrón ligado al átomo no puede tener cualquier energía: solo unos valores permitidos, los niveles de energía. Es como una escalera: puedes estar en un peldaño o en otro, pero nunca a media altura entre dos peldaños. El nivel más bajo se llama estado fundamental; los de más arriba, estados excitados.

Un electrón cambia de nivel solo de dos maneras:

• Absorción. Si llega un fotón cuya energía coincide exactamente con la diferencia entre el nivel donde está el electrón y un nivel superior, el átomo se «traga» ese fotón y el electrón sube de peldaño. El fotón desaparece de la luz que continúa su camino: por eso vemos un valle (línea de absorción) justo en esa longitud de onda.
• Emisión. Si un electrón ya excitado baja a un nivel inferior, el átomo emite un fotón con la energía igual a la diferencia entre peldaños. Vemos entonces un pico (línea de emisión) en esa longitud de onda.

La clave es el «exactamente»: como las diferencias entre peldaños son cantidades muy concretas, y cada energía corresponde a una longitud de onda concreta (E = h·c/λ), cada salto produce luz de una λ muy precisa. Por eso las líneas son estrechas y aparecen en posiciones fijas, características de cada elemento. El conjunto de saltos posibles del hidrógeno es distinto del conjunto del sodio, que es distinto del calcio: por eso cada elemento tiene su código de barras irrepetible, y por eso podemos reconocerlo en una estrella a años luz tal como reconocemos una huella dactilar.

Nota importante a tener en cuenta. Que veamos líneas de un elemento no depende solo de cuánto haya de ese elemento. También depende de en qué peldaño están los electrones, y eso lo fija la temperatura (y la presión) del gas. El caso del hidrógeno en las estrellas de tipo A es el ejemplo perfecto: hay hidrógeno en casi todas las estrellas, pero sus líneas de Balmer son máximas solo cuando la temperatura pone a los electrones justo en el peldaño desde el que pueden absorber esa luz.

Absorción frente a emisión (avanzado)

Las mismas transiciones atómicas pueden verse como valles o como picos según la geometría y la temperatura del gas, una regla que descubrió Kirchhoff en el siglo XIX:

• Si miramos una fuente caliente y brillante (el continuo de la fotosfera) a través de un gas más frío, ese gas se «come» selectivamente algunas longitudes de onda y aparecen líneas de absorción. Es lo habitual en los espectros estelares: el interior caliente emite el continuo y las capas externas más frías recortan las líneas.
• Si miramos un gas caliente y enrarecido sin un fondo brillante detrás (por ejemplo, una nebulosa de gas excitado), vemos líneas de emisión: picos sobre un fondo casi oscuro.

Idea central. Absorción y emisión son dos caras de la misma moneda: las mismas transiciones atómicas, en las mismas longitudes de onda. Lo que cambia es si el gas está quitando luz a un fondo brillante (valles) o si es él mismo la fuente de luz (picos).

4. Qué se mide en una línea

Sobre el continuo local de una línea concreta se miden:

• Anchura equivalente (EW). Imagina sustituir la línea por un rectángulo que llega hasta el continuo y absorbe la misma luz: su anchura en Å es la EW (EW = ∫(1 − F/Fc) dλ). Mide la luz total absorbida; es la magnitud más usada para estimar abundancias.

• Profundidad. Cuánto baja el fondo de la línea respecto al continuo.
• FWHM (anchura a media altura). Informa de la temperatura, la turbulencia y la rotación.
• Velocidad radial (RV). Si la estrella se mueve respecto a nosotros, sus líneas se desplazan por efecto Doppler: al alejarse, hacia el rojo; al acercarse, hacia el azul. De ese desplazamiento sale la velocidad: RV = c · (λ_obs − λ_reposo) / λ_reposo, con c = 299 792,458 km/s. RV positiva = se aleja.

Anchura equivalente, profundidad y FWHM (avanzado)

Las tres magnitudes describen una misma línea desde ángulos distintos, y conviene no confundirlas:

• Profundidad. Es la medida más intuitiva: cuánto cae el fondo de la línea por debajo del continuo. Una línea profunda llega casi hasta cero; una superficial apenas se nota. Sola, la profundidad no basta, porque una línea puede ser profunda y estrecha o poco profunda y ancha.
• FWHM (anchura a media altura). «Full Width at Half Maximum». Se mide la anchura de la línea, en Å, a media profundidad: bajas desde el continuo hasta el punto medio de la línea y mides cuánto se extiende a izquierda y derecha. La FWHM cuantifica lo ancha que es la línea, y por eso es sensible a todo lo que la ensancha (temperatura, turbulencia, rotación; ver la sección de ensanchamientos).
• Anchura equivalente (EW). Combina profundidad y anchura en un solo número. La fórmula EW = ∫(1 − F/Fc) dλ suena técnica, pero la idea es sencilla: en cada longitud de onda, 1 − F/Fc mide qué fracción de luz falta respecto al continuo Fc; sumar (integrar) eso a lo largo de la línea da el área total que falta. Esa área se expresa como la anchura de un rectángulo que, llegando desde cero hasta el continuo, taparía la misma cantidad de luz. Por eso la EW se mide en Å aunque represente un área: es la anchura de ese rectángulo equivalente.

Idea central. Profundidad responde a «¿cuánto baja?», FWHM a «¿cuánto se ensancha?» y EW a «¿cuánta luz se pierde en total?». La EW es la favorita para medir abundancias porque resume el efecto completo de la línea en un único número robusto.

Efecto Doppler y velocidad radial (avanzado)

El efecto Doppler es el mismo fenómeno que hace que la sirena de una ambulancia suene más aguda cuando se acerca y más grave cuando se aleja. Con la luz ocurre lo equivalente, pero en colores:

• Si la estrella se aleja, sus ondas de luz nos llegan «estiradas»: la longitud de onda observada es mayor, las líneas se corren hacia el rojo (redshift).
• Si la estrella se acerca, sus ondas llegan «comprimidas»: la longitud de onda observada es menor, las líneas se corren hacia el azul (blueshift).

El truco está en que sabemos la longitud de onda de reposo de cada línea (la medida en el laboratorio, con la fuente quieta). Comparándola con la longitud de onda observada, obtenemos la velocidad con la que la estrella se acerca o aleja a lo largo de la visual, la velocidad radial:

RV = c · (λ_obs − λ_reposo) / λ_reposo

con c = 299 792,458 km/s. Si λ_obs > λ_reposo, la línea se ha corrido al rojo y RV sale positiva: la estrella se aleja. Si λ_obs < λ_reposo, se ha corrido al azul y RV sale negativa: se acerca.

Nota importante a tener en cuenta. La velocidad radial es solo la parte del movimiento a lo largo de la línea de visión (hacia nosotros o en sentido contrario). Una estrella que se moviera exactamente «de lado», cruzando el cielo sin acercarse ni alejarse, no produciría desplazamiento Doppler y daría RV cero aunque se esté moviendo muy deprisa. El Doppler espectroscópico no mide ese movimiento transversal.

Los ensanchamientos: por qué las líneas no son infinitamente finas (avanzado)

Si las transiciones atómicas tienen energías tan precisas, ¿por qué las líneas tienen anchura en lugar de ser rayas matemáticas? Porque varios efectos físicos las ensanchan. Reconocerlos es lo que permite leer en la forma de una línea información que va más allá de su posición:

• Ensanchamiento térmico. Los átomos del gas se mueven en todas direcciones por su temperatura. Cada átomo, según se acerque o aleje un poco de nosotros, imprime un pequeño desplazamiento Doppler propio. La suma de millones de átomos moviéndose al azar emborrona la línea: cuanto más caliente el gas, más rápido se agitan y más ancha sale. La FWHM térmica es, por tanto, un termómetro indirecto.
• Ensanchamiento por presión (o por colisiones). En un gas denso, los átomos chocan y se perturban unos a otros constantemente. Esas interrupciones «desafinan» ligeramente las transiciones y ensanchan la línea. Como la presión en la fotosfera depende de la gravedad superficial, este ensanchamiento ayuda a distinguir gigantes (atmósfera tenue, líneas más estrechas) de enanas (atmósfera densa, líneas más anchas), aunque tengan la misma temperatura.
• Ensanchamiento por rotación. Si la estrella gira, un borde de su disco se acerca a nosotros y el otro se aleja. Como no resolvemos el disco, recibimos a la vez luz corrida al azul (borde que se acerca) y al rojo (borde que se aleja): la línea se ensancha de forma característica. Cuanto más rápido rota la estrella, más anchas y aplastadas salen sus líneas.

Idea central. La posición de una línea nos dice qué elemento es y a qué velocidad radial va la estrella; su anchura y forma nos hablan de temperatura, presión (gravedad) y rotación. Por eso medir bien la FWHM y el perfil de una línea es tan valioso: cada ensanchamiento deja su firma.

5. Glosario rápido

• Å (ångström): unidad de longitud de onda; 1 Å = 10⁻¹⁰ m.
• Continuo: nivel de flujo sin líneas; la referencia para medirlas.
• Cuerpo negro: emisor ideal cuya radiación depende solo de su temperatura; modela el continuo estelar.
• Fotón: paquete de luz; su energía es E = h·c/λ, así que cada color es una energía.
• Nivel de energía: cada «peldaño» de energía permitido para un electrón en un átomo.
• EW (anchura equivalente): «área» de una línea, en Å.
• FWHM: anchura a media altura de una línea.
• Teff: temperatura efectiva de la superficie estelar.
• log g: logaritmo de la gravedad superficial; bajo en gigantes, alto en enanas.
• RV: velocidad radial (acercamiento/alejamiento), vía Doppler.
• S/N: relación señal/ruido.

Para saber más

• Espectroscopia astronómica — Wikipedia (ES): https://es.wikipedia.org/wiki/Espectroscopia_astronómica
• Cuerpo negro y ley de Planck — Wikipedia (ES): https://es.wikipedia.org/wiki/Cuerpo_negro
• Líneas espectrales y series del hidrógeno — Wikipedia (ES): https://es.wikipedia.org/wiki/Línea_espectral
• Efecto Doppler — Wikipedia (ES): https://es.wikipedia.org/wiki/Efecto_Doppler
• NASA — Ciencia y divulgación (espectros y luz): https://science.nasa.gov
• ESA — Agencia Espacial Europea: https://www.esa.int
• ESO — Observatorio Europeo Austral: https://www.eso.org
• Libro: Astrophysics for People in a Hurry, Neil deGrasse Tyson — introducción amena a la luz y los espectros estelares.
• Libro: An Introduction to Modern Astrophysics, Carroll y Ostlie — referencia clásica con la física detallada de radiación, líneas espectrales y atmósferas estelares.

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