6. La luz estelar

Líneas espectrales

En 1666, el científico inglés Isaac Newton descubrió que era posible hacer que un haz de luz solar a través de un triángulo de vidrio llamado prisma y, en esa forma, esparcir el haz de luz formando una franja o banda, a lo largo de la cual aparecían distintos colores en un orden determinado: rojo, naranja, amarillo, verde, azul y violeta. Cada color se fundía gradualmente con el inmediato, sin que existieran unos límites nítidos o bruscos.

Al parecer, la luz del Sol, aunque la viésemos blanca, era una mezcla de luces de muchos colores distintos. Esos colores se podían separar, y también volverse a juntar para formar luz blanca de nuevo. Newton llamó «espectro» a la banda o franja de colores".

En 1803, el científico inglés Thomas Young realizó experimentos que demostraron que la luz estaba constituida por diminutas ondas, cada una de las cuales tenía una longitud inferior a una millonésima de metro. La luz de una «longitud de onda» determinada es desviada de su trayectoria («refractada») al pasar por el prisma. Cuando más corta es la longitud de onda, mayor es la refracción que experimenta.

La luz blanca, como la del Sol, es una mezcla de muchísimas longitudes de onda, y éstas quedan separadas y clasificadas al atravesar un prisma. En el espectro, las longitudes de onda quedan alineadas en orden, con las longitudes de onda mayores (rojo) en un extremo, las más cortas (violeta) en el otro, y las longitudes intermedias en el espacio comprendido entre ambos. Las diferentes longitudes de onda afectan a nuestros ojos en formas distintas, que son interpretadas en el cerebro como diferentes colores. Ésta es la razón por la que vemos el espectro como una banda de colores.

Sin embargo, la luz del Sol no contiene todas las longitudes de onda que son posibles. Faltan algunas. En el método que utilizó Newton para conseguir el espectro, la separación de las longitudes de onda no era muy eficiente. Había tanto solape que las longitudes de onda que faltaban estaban enmascaradas por la luz de las longitudes de onda inmediatas en cualquiera de las dos direcciones.

Luego, en 1814, el físico alemán Joseph von Fraunhofer hizo pasar la luz a través de una estrecha ranura antes de dejarla atravesar el prisma. El resultado fue que se formó la imagen de la ranura en luz de cada longitud de onda, y las diferentes longitudes de onda quedaban separadas mucho más nítidamente de lo que había sido posible hasta entonces.

Dondequiera que faltaba una longitud de onda en la luz solar, había una imagen oscura de la ranura…; una línea oscura que aparecía en medio de todas las líneas brillantes que se fundían unas con otras para formar una banda continua. Fraunhofer descubrió casi seiscientas de estas «líneas espectrales» y marcó las más destacadas con las letras de la A a la K.

Esas líneas espectrales aparecían siempre en los mismos puntos y con las mismas separaciones en el espectro solar, puesto que eran siempre las mismas longitudes de onda de la luz las que faltaban. Los astrónomos podían obtener croquis detallados de estas líneas, situarlos en su posición exacta y determinar exactamente qué longitudes de onda faltaban.

En 1842, un científico austriaco llamado Christian Johann Doppler se hallaba trabajando en un problema que parecía no tener nada que ver con las líneas espectrales. Estaba interesado en el hecho de que un sonido determinado cambiaba de tono si el objeto que lo estaba produciendo se hallaba en movimiento.

El silbato de un tren, por ejemplo, tenía un cierto tono si el tren se encontraba inmóvil. Si el tren se estaba aproximando al observador, el silbato le sonaba a éste con un tono más alto, aun cuando para los pasajeros del tren, que se movían con el silbato, no parecía haber cambio alguno. Del mismo modo, si el tren se estaba alejando del observador, el pitido le parecía a éste de un tono más bajo, mientras que para los viajeros, que se desplazaban con el silbato, tampoco ahora parecía haber cambio alguno.

Finalmente, si el tren se acercaba al observador, pasaba ante él, y se alejaba a continuación, el tono del silbato caería de alto abajo en el momento del paso ante el observador.

Doppler comprobó todo esto muy cuidadosamente. Finalmente, decidió que la causa de las variaciones del tono dimanaba del hecho de que el sonido está formado por ondas, y que el tono dependía de la longitud de éstas. Las longitudes de onda de sonido cortas producían el efecto de un tono alto, y las longitudes de onda largas producían el efecto de un tono bajo. (Cuando se canta la escala musical desde las notas bajas a las altas, se producen ondas sonoras que son cada vez más cortas. Cuando se hace una escala descendente, se van produciendo cada vez más largas).

Supongamos que algo que está produciendo un sonido viene acercándose a nosotros. Las ondas de sonido que se emiten hacia nosotros serán más cortas de lo que serían si la fuente del sonido permaneciese inmóvil. El objeto que se aproxima le come algo de terreno a cada longitud de onda antes de emitir la siguiente. Ésta es la razón de que el tono sea más alto para un sonido que se acerca que para ese mismo sonido si permanece inmóvil.

Si la fuente del sonido se aleja de nosotros, cada onda de sonido se envía desde una posición más alejada, de modo que la onda resulta un poco más larga de lo que sería si la fuente sonora permaneciese inmóvil. Por esa razón, el tono de un sonido que se aleja es más bajo de lo que sería si la fuente de ese mismo sonido estuviese quieta.

A causa de esta explicación, el cambio de tono debido al movimiento recibe el nombre de «efecto Doppler».

Unos años más tarde, el científico francés Armand Hippolyte Louis Fizeau indicó que el efecto Doppler se podría aplicar también a la luz, puesto que ésta es un fenómeno ondulatorio, o formado por ondas. Razonaba que si una fuente de luz se nos estuviese acercando, todas las longitudes de onda se harían más cortas. Por consiguiente, una línea oscura del espectro se desplazaría hacia el extremo de éste, y habría un «corrimiento hacia el violeta».

Si la fuente luminosa se estuviese alejando de nosotros, todas las longitudes de onda se harían más largas. Por lo tanto, una línea oscura del espectro se desplazaría hacia el extremo de éste, correspondiente a las longitudes de onda largas, y habría un «corrimiento hacia el rojo».

En lo que respecta a la luz, este cambio de la longitud de onda debido al movimiento de la fuente se conoce a veces como el efecto «Doppler-Fizeau».

Aunque el Sol fue el primer objeto del que se obtuvo el espectro, podía usarse para ello cualquier otra fuente de luz. La luz de la Luna, la de los planetas, la de un fuego ordinario, todas ellas podrían producir un espectro.

Naturalmente, lo que más interesaba a los astrónomos eran los espectros producidos por estrellas, los espectros estelares. Mediante un telescopio, se podía enfocar a luz producida por una estrella, y hacerla pasar por un dispositivo llamado espectroscopio, que produciría un espectro. Claro está que las estrellas eran débiles en comparación con el Sol, y al esparcir la luz procedente de ellas para formar un espectro se debilitaba aún más.

Al principio sólo se pudo conseguir que produjeran espectros visibles las estrellas más brillantes. En 1868, el astrónomo inglés William Huggins estudió el espectro de la estrella Sirius. También en él había líneas oscuras.

En el débil espectro de Sirius sólo se podían ver unas cuantas líneas oscuras, pero formaban la misma pauta de distribución que algunas de las más destacadas del espectro solar. La única diferencia era que las líneas del espectro de Sirius estaban en una longitud de onda un poquitín más larga que las del espectro solar. Había un pequeño corrimiento hacia el rojo, y Huggins se dio cuenta de que esto era porque Sirius se estaba alejando de nosotros. Fue la primera observación de un efecto Doppler-Fizeau en conexión con las estrellas y significaba que, por primera vez, se había detectado la velocidad radial de una estrella.

Velocidad radial

¿Sería posible estudiar también el espectro de las estrellas más débiles?

En la década de 1840 se inventó la fotografía. Los astrónomos aprendieron a enfocar sobre una placa fotográfica la luz de los cuerpos celestes y a tomar fotografías de los mismos. Naturalmente, el Sol y la Luna fueron los primeros objetos que se fotografiaron, pero luego siguieron las estrellas.

En 1850, el astrónomo norteamericano George Phillips Bond tomó la fotografía de la estrella Vega, y en el año 1857 fotografió a Mizar. En 1863, Huggins fue el primero que fotografió un espectro estelar, captando los de Sirius y Capella. Estas dos primeras fotografías de espectros estelares eran sin embargo demasiado débiles y borrosas para que se pudiesen apreciar detalles.

No obstante, la técnica de la fotografía fue mejorando con los años, y demostró poseer algunas grandes ventajas sobre la sola observación visual.

Cuando la luz incide en la retina del ojo, no se acumula en ella. Si un objeto es demasiado poco luminoso para que pueda verse, la contemplación prolongada del lugar que ocupa no logrará hacerlo visible. Seguirá siendo demasiado débil para ello. En cambio, una placa fotográfica acumula los cambios químicos producidos por la luz. Un objeto poco luminoso puede no enviar suficiente luz para afectar inmediatamente en forma visible a la placa fotográfica; pero, si se espera un tiempo suficiente, los efectos de la luz se van acumulando y aumentando. Como resultado de ello, las exposiciones largas permiten que la placa fotográfica tome fotografías de objetos demasiado débiles para poder verlos sin recurrir a esta técnica. Y, además, la fotografía constituye un registro o testimonio permanente.

Llegado el momento, la fotografía permitió estudiar grandes números de espectros estelares con el detalle suficiente para detectar minúsculos corrimientos en las líneas espectrales y determinar la velocidad radial.

El estudio de la velocidad radial resultó mucho más útil que el de la velocidad transversal. Ésta se puede detectar sólo en las estrellas más próximas, mientras que la velocidad radial se puede detectar en cualquier objeto, por lejano que esté. Se ha detectado la velocidad radial de los objetos más distantes del universo, y ello nos ha proporcionado importantes informaciones acerca del universo como conjunto, las cuales no se podrían haber determinado en ninguna otra forma.

Por lo que respecta a las estrellas más próximas, cuyas velocidades transversales están relacionadas en la tabla 24, se han determinado también sus velocidades radiales, que se dan en la tabla 25. Un signo positivo (+) indica un movimiento radial de aproximación hacia nosotros; un signo negativo (-), un movimiento radial de alejamiento de nosotros.

Si se conocen las dos velocidades, la radial y la transversal, es posible combinarlas para resolver la dirección verdadera del movimiento, y calcular la velocidad real o «espacial». Ésta es la velocidad real de la estrella con respecto a nosotros en alguna dirección que no es ni transversal ni radial, sino una combinación de ambas.

La velocidad espacial de aquellas estrellas de la tabla 25 que se acercan a nosotros se recogen en la tabla 26; la de aquellas estrellas de la tabla 25 que se alejan de nosotros, en la tabla 27.

No hemos de inferir, basándonos en estas últimas tablas, que algunas estrellas son rápidas mientras que otras son lentas. Las velocidades indicadas en ellas están calculadas con respecto al Sol, de modo que una estrella «lenta» es solamente una cuya velocidad es muy parecida a la del Sol, mientras que una «rápida» es aquella cuya velocidad difiere mucho de la del Sol.

Además, la visión de las estrellas precipitándose a través del espacio a decenas y centenares de kilómetros por segundo no debe suscitar en nosotros el pensamiento o temor de colisiones.

Imaginemos al Sol como una pequeña esfera de un centímetro de diámetro. A esa escala, Alpha Centauri A sería otra pequeña esfera del mismo tamaño situada a 300 kilómetros de distancia. Alpha Centauri B estaría orbitando alrededor de Alpha Centauri A a una distancia de 25 metros, y Alpha Centauri C estaría a unos 7 kilómetros de las dos estrellas más brillantes.

En otras palabras, si en esta pequeña escala imaginásemos al Sol y sus planetas situados en la ciudad de Nueva York, las tres estrellas del sistema Alpha Centauri estarían en Worcester, Massachusetts, o en sus inmediaciones.

Es más, si redujéramos las velocidades en la misma forma en que hemos reducido el tamaño, resultaría que estas pequeñas esferas se estarían separando entre sí a razón de 2 cm diarios. Esto nos da una idea de las inmensas distancias que separan a las estrellas, y de la lentitud de sus velocidades en comparación con estas distancias. Las probabilidades de colisiones son tan pequeñas que se puede hacer caso omiso de ellas.

A la velocidad a que Alpha Centauri se aleja de nosotros, harían falta cien mil años para que doblase la distancia que nos separa y se redujere a la categoría de estrella de segunda magnitud. Supongamos, sin embargo, que invertimos el esquema temporal. Si se está alejando de nosotros, ello significa que en el pasado estuvo más próxima y, si imaginamos que vamos hacia atrás en el tiempo, se nos estaría acercando. Naturalmente, no se nos estaría acercando directamente, sino que se movería a cierto ángulo, y nunca colisionaría con nosotros. En lugar de ello, se desplazaría pasando a nuestra altura, alcanzaría un lugar donde estaría lo más cercana posible, y luego, si retrocediéramos suficientemente en el tiempo, se estaría alejando nuevamente de nosotros.

En el punto de máxima aproximación, hace mucho, muchísimo tiempo, Alpha Centauri estuvo a sólo 3 años-luz de nosotros, en comparación con los 4,4 años-luz actuales. Entonces aparecía 2,14 veces más brillante que ahora. Su magnitud entonces era -1,10, no tan brillante como lo es Sirius en la actualidad. Y, desde luego, Sirius, que también se está alejando de nosotros, en el pasado estuvo más cerca y fue más brillante. Así que Alpha Centauri nunca fue la estrella más brillante de nuestro cielo, ni siquiera en el tiempo de su máxima aproximación.

El corrimiento de las líneas espectrales informó a los astrónomos de más cosas, aparte de su simple aproximación o alejamiento.

En 1889, el astrónomo norteamericano Edward Charles Pickering observó que las líneas espectrales de Mizar eran dobles. De cada par de líneas, una se estaba desplazando hacia el rojo y otra hacia el violeta. Tras algún tiempo, ambas cambiaron simultáneamente de dirección, se aproximaron entre sí, se cruzaron, y así sucesivamente.

Parecía que parte de la estrella se estaba alejando mientras que otra parte se acercaba. A continuación parecían cambiar sus papeles, ya que la parte que se había estado alejando se acercaba, y la que se había estado aproximando se alejaba. Luego cambiaban de nuevo sus movimientos, y así sucesivamente.

La explicación lógica parecía ser que había dos estrellas, tan próximas entre sí que ni siquiera los mejores telescopios eran capaces de separarlas. A medida que orbitaban cada una alrededor de la otra, una estaría acercándose a nosotros, mientras que la otra se alejaba. Luego, cuando había descrito media vuelta, la que se había estado acercando se alejaba, y viceversa.

Este tipo de sistema de dos estrellas, que se puede detectar mediante el espectroscopio, pero no con el telescopio en la forma ordinaria, recibe el nombre de «binaria espectroscópica». En el caso de Mizar, que es una «binaria visual» —un objeto que en un telescopio se puede ver como dos estrellas, Mizar A y Mizar B-, Mizar A es, a su vez, una binaria espectroscópica.

Las dos estrellas del sistema binario espectroscópico de Mizar A están a una distancia de 164.000.000 kilómetros entre sí, una distancia muy similar a la que separa a la Tierra del Sol. A la distancia de 80 años-luz a que se encuentra Mizar, esto representa una separación de 0,04 segundos de arco, demasiado pequeña para poderse distinguir mediante el telescopio. Las dos estrellas de Mizar A orbitan cada una alrededor de la otra en un período de 20,5 días.

Las binarias espectroscópicas son bastante corrientes, y son muchas las que se han descubierto. Algunas están mucho más próximas entre sí que las dos estrellas de Mizar A. Dos estrellas pueden estar separadas por menos de un millón de kilómetros, casi tocándose, girando una alrededor de otra en cuestión de horas.

En el caso del sistema binario de Alpha Crucis, las dos componentes, Alpha Crucis A y Alpha Crucis B, son binarias espectroscópicas, de modo que Alpha Crucis es un sistema de cuatro estrellas.

En el caso del sistema de Cástor, no sólo son Cástor A y Cástor B una binaria espectroscópica cada una, sino que hay una compañera distante y más débil, Cástor C, que es también una binaria espectroscópica. Así pues, Cástor es un sistema de seis estrellas.

El espectroscopio nos puede decir también lo que no es una binaria espectroscópica. Podemos decir, mediante la inspección telescópica ordinaria, que Alpha Centauri es un sistema de tres estrellas. ¿Es cualquiera de las tres una binaria espectroscópica? Alpha Centauri A, B y C no poseen compañeras muy próximas y, por lo tanto, se queda en un sistema de tres estrellas.

Clases espectrales

Una vez que se empezaron a estudiar los espectros estelares, se observó que no todos eran semejantes. Muchos diferían del espectro solar, y también unos de otros. En 1867, el astrónomo italiano Pietro Angelo Secchi sugirió dividir los espectros en cuatro clases, tomando como base sus diferencias de aspecto; por ejemplo, el número y las clases de líneas presentes en ellos.

A medida que se estudiaron más y más espectros, y cada vez en forma más detallada, se vio rápidamente que cuatro clases no eran suficientes para describir la situación. En la década de 1890, y en gran medida gracias al trabajo de la astrónoma norteamericana Annie Jump Cannon, se estableció un sistema más detallado, en el que las clases se identificaban por letras del alfabeto.

Resultó que si las distintas clases de espectros se colocaban en lo que parecía una especie de orden natural —en el que ciertas líneas se iban debilitando progresivamente y siendo menos prominentes al pasar de una clase a otra, mientras que otras iban haciéndose más fuertes y destacadas—, entonces las letras del sistema de Cannon quedaban dispuestas en el orden siguiente:

O, B, A, F, G, K, M, R, N, S

De estos tipos, los O, R, N y S son muy raros. Generalmente, las estrellas de que nos ocupamos pertenecen a las clases B, A, F, G, K y M, usualmente relacionadas en este orden.

En la transición de una clase espectral a la siguiente pueden detectarse diversas subclases, y se ha adoptado la costumbre de subdividir cada clase en diez subclases, numeradas del 0 al 9.

El espectro G típico podría considerarse que es, por ejemplo, el G0. cabría entonces hacer una ordenación de espectros que mostrasen rasgos cada vez más fuertes de la clase espectral siguiente, pasando por la G1, G2, G9 sería casi un K, y el paso siguiente sería, desde luego, el K0. La clasificación espectral de las estrellas brillantes se da en la tabla 28, y la de las estrellas próximas en la tabla 29.

Temperatura

¿Qué significan las distintas clases espectrales? ¿Por qué algunos espectros son diferentes de otros? En fecha ya tan lejana como 1859, dos científicos alemanes, Robert Wilhelm Bunsen y Gustav Robert Kirchhoff, habían indicado que las líneas de los espectros eran determinadas longitudes de onda emitidas o absorbidas por ciertas clases de átomos.

Según ello, cada clase de átomo emitía o absorbía un conjunto o juego particular de longitudes de onda. No había dos clases de átomos que emitiesen o absorbiesen la misma longitud de onda.

Ello significaba que, si se calentaba cualquier sustancia hasta que emitiese luz que se pudiera descomponer formando un espectro, por las líneas de éste sería posible determinar las diversas clases de átomos distintos (los diversos elementos) que se hallasen presentes en la sustancia en cuestión. Éste fue el comienzo del análisis espectroscópico. En 1859 y 1860, Bunsen y Kirchhohff pudieron descubrir dos nuevos elementos, el cesio y el rubidio, mediante el calentamiento de ciertos minerales y la localización de líneas espectrales que no correspondían a ningún elemento conocido.

¿No se podría hacer lo mismo con el Sol y las estrellas? ¿No indicarían las líneas de sus espectros la presencia en su interior de determinados elementos? En 1862, por ejemplo, el físico sueco Anders Jonas Angström pudo demostrar la existencia del elemento hidrógeno en el Sol, gracias a las líneas del espectro de éste.

En 1868, el astrónomo francés Pierre Jules César Janssen detectó en el espectro solar líneas que no correspondían a ningún elemento conocido. Envió un informe acerca de ello al astrónomo inglés Joseph Norman Lockyer, experto en espectros. Lockyer pensó que se trataba de un nuevo elemento, al que llamó helio, nombre derivado de la palabra griega que designa al Sol. (Todavía hubieron de transcurrir casi tres años hasta que se descubrió el helio en la Tierra).

¿Podría ocurrir entonces que diferentes estrellas estuvieran compuestas de distintos elementos, y que las estrellas con un tipo determinado de composición fuesen más brillantes que las otras?

Lockyer pensaba de otra manera. Creía que las estrellas tenían, en líneas generales, posiciones parecidas. Lo que hacía que los espectros presentasen diferencias sería la temperatura. Aunque las diversas líneas significaban diversos elementos, las líneas podían cambiar sus distribuciones o pautas al calentarse los elementos a diferentes temperaturas.

La sugerencia de Lockyer resultó acertada. En el laboratorio, a medida que se calentaban las sustancias a temperaturas cada vez mayores, cambiaban efectivamente sus espectros, y estos cambios llevaron a los astrónomos a equiparar las diversas clases espectrales con diversas temperaturas superficiales de las estrellas.

Por otro lado, el científico alemán Wilhelm Wien demostró en 1893 la forma en que todo el cuadro del espectro cambiaba con la temperatura, y cómo la radiación máxima se situaba en diferentes partes del espectro a medida que la temperatura subía. Esto ayudó también a determinar las temperaturas superficiales de las estrellas.

En la tabla 30 se dan las temperaturas asociadas con las diversas clases espectrales, expresadas en grados centígrados o Celsius (escala en la que el punto de congelación del agua corresponde a los 0°, y el punto de ebullición, a los 100°), y en grados Fahrenheit (escala en la que las cifras correspondientes son 32° para el punto de congelación y 212° para el de ebullición).

Alpha Centauri A es entonces una estrella moderadamente caliente, con una temperatura de casi 6.000° C, y en esto es exactamente igual que nuestro Sol, que también pertenece a la clase espectral G2.

Alpha Centauri B es una estrella más fría, con una temperatura superficial de sólo 4.400° C, y Alpha Centauri C es todavía más fría, con una temperatura superficial de sólo 3.000° C.