Clasificación de las estrellas: tipo espectral
William Huggins, en su observatorio particular a las afueras de Londres, comenzó a estudiar los espectros de unas pocas estrellas brillantes a principios de 1860. Fue capaz de identificar muchas de sus líneas de absorción como correspondientes a las de los átomos de hidrógeno, calcio, sodio, hierro, y otros elementos “terrestres”. Casi al mismo tiempo, Angelo Secchi también estudiaba los espectros de varios miles de estrellas. Éste, descubrió que muchas estrellas poseen espectros que no se parecen en absoluto al de nuestro Sol. Además, al igual que Huggins, descubrió que dichos espectros podrían coincidir con la mayoría de las líneas de absorción de los elementos químicos conocidos.
Ubicación de la luz visible, dispersada por el prisma, en el espectro electromagnético.
¿Pero qué es eso de espectro, lineas de absorción, etcétera? Pues bien, la luz, como bien sabéis, es una onda electromagnética. Las distintas frecuencias que la componen las percibimos como los diferentes colore. Incluso hay “colores”, es decir frecuencias que ni siquiera podemos ver; como el infrarrojo, ultravioleta u ondas de radio. Porque las ondas de radio también son luz, son ondas electromagnéticas.
Lo curioso de todo esto es que cada material, responde de forma distinta al ser “iluminado”. Esto precisamente es lo que hace que percibamos los distintos colores, por ejemplo, el hecho de que un objeto de color rojo se vea rojo, es debido a que absorbe el resto de las frecuencias visibles (los otros colores) y por ende, sólo refleja las ondas electromagnéticas con las frecuencias correspondientes al color rojo.
Para entender mejor lo que viene a continuación, cojamos un objeto rosa. Si miramos el espectro visible, es decir, el arcoíris, por mucho que busquemos y rebusquemos, jamás encontraremos el rosa, simplemente no está. Entonces ¿qué es el rosa? Simplemente es la interpretación que hace el cerebro de la mezcla de todas las frecuencias (colores), menos el verde. En otras palabras, en el espectro de absorción del objeto rosa, podremos ver una linea verde.
Lineas de emisión (arriba) y de absorción (abajo). Correspondientes al hidrógeno.
Con los gases ocurre algo parecido cuando se les comunica energía en forma de calor, es decir se calientan. La materia de por sí emite radiación térmica (en forma de luz) por el simple hecho de tener temperatura, como ya se comentó aquí. En el caso de los gases, el espectro de emisión es único de cada elemento. En la fotografía superior, por ejemplo, se muestra el espectro de emisión del hidrógeno (lineas de Balmer), es decir las frecuencias en las que emite el gas al calentarse; y el de absorción, las frecuencias que absorbe de la luz que lo atraviesa; mas o menos como en el ejemplo del rosa.
Este espectro, al ser único, se puede utilizar para determinar la composición de un gas y ver si se ajusta a las lineas de elementos conocidos. Además es bastante útil, y puede servir para determinar hasta la composición de la atmósfera de un planeta, cuando captamos la luz que nos llega de su estrella cuando éste transita en frente de ella. Y por supuesto, nos permite saber la composición de las estrellas que observamos.
Ahora, ya tenemos los conocimientos y conceptos necesarios para continuar con nuestra historia de observación estelar.
Fotografía del espectro de dispersión tomada por el profesor Henry Draper.
Con el avance de la fotografía, astrónomos como William Huggins y Henry Draper pudieron dejar constancia de los espectros estelares observados pudiendo incluirlos en un registro. A la muerte de Draper, su viuda donó todos sus instrumentos y su trabajo al Harvard College Observatory, quien continuó agregando a su catálogo espectros de estrellas y el cual, poco tiempo ya contenía hasta 225.000 estrellas registradas.
En un principio, los astrónomos de Harvard idearon una clasificación basada en la intensidad de las lineas de absorción del hidrógeno, lineas de Balmer. De modo que las estrellas con las lineas más intensas se agruparon en la categoría A, las siguientes en intensidad B, las posteriores C; y así hasta la O. Posteriormente se descubrió que muchas de las clases estaban repetidas y además, el orden no era correcto. Al final, se reorganizó la clasificación utilizado las letras O, B, A, F, G, K y M en orden decreciente de la temperatura. A su vez, éstas se subdividen en 10 niveles: del 0, asignado a las más calientes al 9, asignado a las más frias.
Lineas de absorción de los diferentes tipos Espectrales y su composición.
Las estrellas de clase O son estrellas muy luminosas y calientes, suelen ser de un color azul muy brillante; y principalmente están compuestas por helio ionizado y neutro además de hidrógeno. Las de tipo B son también bastante luminosas y de un azul más claro que las de tipo O. Su composición es muy similar, pero debido a que son más frías, su helio no está ionizado. Las estrellas de tipo A son las más comunes, son de color blanco y presentan algunos elementos más pesados ionizados. Según bajamos en la escala, vamos encontrando mayor cantidad de lineas de metales ionizados y van apareciendo algunos como calcio, hierro u óxido de titanio para las más frías. Asimismo su color se torna más rojizo al disminuir su temperatura.
Actualmente a ésta clasificación se le añadieron nuevos tipos espectrales con el fin de encajar estrellas con características especiales o que no encajaban del todo en la clasificación anterior. Como W, para las estrellas de tipo Wolf-Rayet o C para las estrellas de carbono que a su vez se dividen en los tipos R, N y S.
Con todo esto, la verdad es que cobra sentido la frase tocar el cielo con las manos.
Referencias:
