D5 Espectroscopía Astronómica

Tópico

La espectroscopía es la herramienta más poderosa de la astronomía: mide velocidades a lo largo de la línea de visión a partir del corrimiento Doppler que sufren las líneas espectrales de un objeto, un corrimiento que a bajas velocidades crece en proporción directa a esa misma velocidad, pero que exige una corrección relativista adicional en cuanto la velocidad se acerca a una fracción apreciable de la velocidad de la luz, tal como ocurre, por ejemplo, en los cuásares.

Esa misma espectroscopía identifica, además, los elementos químicos presentes en un objeto a partir de las longitudes de onda propias de cada transición atómica, y determina, a partir de esas mismas líneas, la temperatura, la gravedad superficial y las abundancias químicas de ese objeto.

La anchura equivalente de una línea espectral cuantifica, dentro de ese análisis, la intensidad de esa línea respecto al continuo de fondo sobre el que se recorta, y es precisamente esa anchura equivalente la que sirve de base para medir las abundancias químicas mencionadas.

El poder de resolución de un espectrógrafo —cuán finamente ese instrumento distingue longitudes de onda muy próximas entre sí— fija, a su vez, la menor velocidad Doppler que ese mismo instrumento puede llegar a detectar. Los espectrógrafos construidos específicamente para la búsqueda de exoplanetas por velocidad radial llevan ese poder de resolución, junto con un control extremo de la temperatura y del vacío del propio instrumento, hasta el punto de poder detectar variaciones de velocidad de apenas unos pocos centímetros por segundo. Así, desde el corrimiento Doppler con el que arranca este documento hasta esa detección de variaciones mínimas de velocidad con la que termina, pasando por la identificación de elementos químicos y por el poder de resolución del espectrógrafo, la espectroscopía hace que la luz de un objeto, descompuesta en sus líneas, termine revelando tanto de qué está hecho ese objeto como qué tan rápido se mueve.

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