Estrellas

La espectroscopia astronómica comienza con las observaciones iniciales de Isaac Newton de la luz del Sol, dispersada por un prisma. Observó un arco iris de color, y quizá incluso líneas de absorción. Estas bandas oscuras que aparecen en el espectro solar las describió por primera vez en detalle Joseph von Fraunhofer. La mayoría de espectros estelares comparten estas dos características dominantes del espectro solar: emisión en todas las longitudes de onda del espectro óptico (el continuum) con varias líneas de absorción discretas superpuestas.
Denominaciones originales de Fraunhofer (1817) para las líneas de absorción del espectro solar:
Letra
Longitud de onda (nm)
Origen químico
A
759,37
O2 atmosférico
B
686,72
O2 atmosférico
C
656,28
hidrógeno alpha
D1
589,59
sodio neutro
D2
589,00
sodio neutro
E
526,96
hierro neutro
F
486,13
hidrógeno beta
G
431,42
molécula CH
H
396,85
calcio ionizado
K
393,37
calcio ionizado
Fraunhofer y Angelo Secchi estuvieron entre los pioneros de la espectroscopia del Sol y otras estrellas. Se recuerda especialmente a Secchi por clasificar las estrellas en tipos espectrales, basándose en el número y fuerza de las líneas de absorción de su espectro. Más adelante se descubrió que el origen de los tipos espectrales estaba relacionado con la temperatura superficial de la estrella: sólo se pueden observar determinadas líneas de absorción dentro de un cierto rango de temperaturas; porque sólo en ese rango se llenan los niveles energéticos atómicos relacionados.
Las líneas de absorción en los espectros estelares se pueden usar para determinar la composición química de una estrella. Cada elemento es responsable de un conjunto diferente de líneas de absorción en el espectro, a longitudes de onda que se pueden medir de forma extremadamente fiable mediante experimentos en laboratorio. Por tanto, una línea de absorción en una longitud de onda concreta en un espectro estelar muestra que ese elemento debe estar presente. Las líneas de absorción del hidrógeno (que se encuentra en la atmósfera de casi cualquier estrella) son particularmente importantes. Las líneas del hidrógeno que se encuentran dentro del espectro visible se denominan líneas de Balmer.
En 1868, Sir Norman Lockyer observó fuertes líneas amarillas en el espectro solar que no había visto nunca en experimentos en el laboratorio. Dedujo que debía tratarse de un elemento desconocido, al que llamó helio, del griego helios (sol). El helio no se detectó de forma concluyente en la Tierra hasta 25 años después.
En la misma década se detectaron líneas de emisión (una verde, en particular) en el espectro coronal durante los eclipses solares que no se correspondían a ninguna línea espectral conocida. De nuevo se propuso que esto se debía a un elemento desconocido, denominado coronio de forma provisional. No fue hasta la década de 1930 que se descubrió que estas líneas provenían de hierro y níquel muy ionizados, debiéndose esta ionización a las temperaturas extremas de la corona solar.
En conjunto con la física atómica y los modelos de evolución estelar, la espectroscopia estelar se usa actualmente para determinar una multitud de propiedades estelares: su distancia, edad, luminosidad y tasa de pérdida de masa se pueden estimar mediante estudios espectrales, y los estudios sobre efecto Doppler pueden descubrir la presencia de compañeros ocultos tales como agujeros negros y exoplanetas.