La espectrometría es una de las técnicas utilizadas en la astronomía para la observación del cosmos. Consiste en medir el espectro de la radiación electromagnética (incluyendo la luz visible, los rayos X o la longitud de onda de radio) que emiten las estrellas, planetas… 
Ese estudio puede revelarnos muchas propiedades de las estrellas, por ejemplo. Permite comprender cuál es su composición química, su temperatura, densidad, masa, distancia, luminosidad e incluso su movimiento a través del espacio. Es aplicable a muchos objetos celestes.
Generalmente, se analizan tres grandes franjas del espectro electromagnético: el espectro visible, el de radio y el de rayos X. Aunque la observación es la misma en cada caso, es necesario tener en cuenta diferentes particularidades para realizarla:
Por ejemplo, el ozono y el oxígeno absorben las longitudes de onda de menos de 300 nanómetros. Por lo que es necesario utilizar un satélite para poder estudiar la parte ultravioleta y de rayos X, lejos de la interferencia que provoca la atmósfera terrestre. No es el único caso.
Para el espectro de radio, al tener una longitud de onda mucho más larga que las señales ópticas, es necesario utilizar antenas. La luz infrarroja es absorbida por el agua en la atmósfera y el dióxido de carbono por lo que, de nuevo, es necesario utilizar satélites.
A pesar de lo que podría parecer, la espectrometría óptica no es reciente. Isaac Newton ya la puso en práctica al usar un prisma para observar las propiedades de la luz. A principios de la década de 1800, el astrónomo alemán Joseph von Fraunhofer también la usó.
Aprovechó su habilidad como óptico para crear prismas muy puros. Algo que le permitió observar 574 líneas oscuras en lo que parecía ser un espectro de colores continuo. No solo eso, combinó telescopio y prisma para observar el espectro de otros objetos celestes.
Así, observó los espectros de Venus, la Luna, Marte y también de varias estrellas, entre las que se incluye la popular Betelgeuse. Una estrella que, en un futuro relativamente cercano, explotará en forma de supernova, si es que no lo ha hecho ya...
Con el paso del tiempo, los diseños de los espectroscopios ha ido variando. Los prismas tienen mejor resolución cuanto más grandes son. Por lo que no son muy prácticos si se quiere ser muy preciso (a mayor tamaño, obviamente, también tenemos un aumento de masa).
Así que a inicios del siglo XX comenzaron a usarse redes de difracción. Están compuestas por multitud de espejos paralelos. En estas redes, la luz se refleja siempre en el mismo ángulo, excepto por una pequeña porción que es reflejada en una dirección diferente.
¿Qué provoca esto? Nos da una herramienta más precisa que un prisma, y permite analizar el espectro en mucho más detalle. En el caso de estas redes, la única limitación es el ancho de los espejos. Las redes de difracción también han tenido sus sucesores con el tiempo.
En forma de redes de difracción holográficas. No se trata de hologramas, sino de una especie de capa gelatinosa colocadas entre dos superficies de cristal. El resultado es el mismo, nos proporciona una capacidad de resolución superior a la de los métodos anteriores.
En cualquier caso, la dispersión de la luz al atravesar un prisma, o una red de difracción, puede ser registrada en un detector. Durante mucho tiempo, se utilizaron placas fotográficas para registrar esa dispersión. Hoy en día, se utilizan sensores electrónicos para esa tarea.
En el caso del espectro de radio, parece que el uso de la espectrometría comenzó allá por la década de 1930. Cuando Karl Jansky, un ingeniero de radio estadounidense, construyó una antena para buscar posibles interferencias de radio para emisiones de largo alcance.
Quería saber cuáles eran las posibles fuentes de interferencias en transmisiones a través del Océano Atlántico. Una de esas fuentes resultó no estar en la Tierra. Ni siquiera remotamente cerca. Procedía del centro de la Vía Láctea… Y no fue la única observación que se hizo.
Porque, en 1942, James Stanley Hey, un físico británico, capturó la radiofrecuencia del Sol utilizando receptores de radar militares. La espectrometría de radio comenzó cuando se descubrió la línea de 21 centímetros, de la que he hablado en alguna ocasión:
La línea de 21 centímetros es una emisión que se produce cuando un átomo de hidrógeno cambia de estado de energía. Tiene una frecuencia muy precisa 1420,4 Mhz. Con ella se ha podido medir, por ejemplo, la velocidad de rotación de nuestra galaxia:
Pero, ahora que hemos visto la parte más teórica, vamos a intentar entender qué es lo que enseña la espectrometría. Con un prisma, lo que hacemos es dividir la luz blanca en un espectro de colores. Al hacerlo, se pueden apreciar ciertas líneas oscuras en varios puntos.
Los objetos sólidos calientes producen luz con un espectro continuo. Los gases calientes emiten luz en una longitud de onda específica. Los objetos sólidos calientes, rodeados por gases más fríos, muestran un espectro de colores casi continuo, con líneas oscuras.
Esas líneas oscuras se corresponden con las líneas de emisión de los gases. Así que es posible comparar las líneas de absorción del Sol (las líneas oscuras) con la emisión espectral de gases conocidos, para determinar cuál es la composición química de una estrella.
Dicho de otra forma, es posible analizar la luz de una estrella y, en función de qué líneas oscuras se muestren en su espectro, determinar cuáles son los elementos que se encuentran en su interior. Las imágenes muestran un espectro continuo, líneas de emisión y de absorción.
Esta otra imagen, a su vez, es el espectro del Sol, en el que podemos ver multitud de líneas de absorción que indican la presencia de los diferentes elementos que componen nuestra estrella. Hay que decir que no todos sus elementos se identificaron al mismo tiempo.
Por ejemplo, el helio no fue descubierto en la Tierra hasta 1895. Al observar el espectro del Sol, antes de esa fecha, sí que se sabía que esas líneas de absorción se correspondían con un nuevo elemento, pero todavía no sabían de cuál se trataba. No fue el único caso.
En 1869, al observar el espectro de la corona (una región extremadamente caliente) del Sol, se creyó que se había descubierto un nuevo elemento. Sin embargo, en la década de 1930 se descubrió que, en realidad, lo que se estaba observando era la presencia de hierro.
Analizando el ancho de cada línea en el espectro de emisión, se puede deducir tanto los elementos presentes como su abundancia. Así se clasifica a las estrellas en tres grandes grupos. La Población I, que incluye a las estrellas más jóvenes, como el Sol. Tienen muchos metales.
Hay que recordar que, en astronomía, un metal es todo aquel elemento por encima del hidrógeno y el helio. Las estrellas de Población II tienen una cantidad de metales menor y son algo más viejas. Mientras que las de Población III son un grupo con muy poco metal.
Las primeras estrellas del universo debieron ser de Población III ya que, como quizá sepas, los elementos tras el hidrógeno y el helio no proceden del Big Bang. Son el producto de las estrellas, y de algunos procesos. Así que las primeras no podían tener:
Del mismo modo, la espectrometría también permite determinar la temperatura e incluso el tamaño de una estrella. Por ejemplo, si la longitud de onda más larga de una estrella es de 502 nm, entonces quiere decir que la temperatura de su superficie es de unos 5500ºC.
Si a esto le sumamos la medición de la luminosidad de una estrella, es posible deducir cuál es el radio del astro cuyo espectro estamos observando. Por eso la espectrometría resulta tan útil. Pero no solo con estrellas, también sirve, por ejemplo, con las galaxias.
El espectro de una galaxia es parecido al de una estrella. Tiene sentido si pensamos que, a fin de cuentas, está formado por la luz combinada de miles de millones de estrellas. Pero, además, nos permite hacer algunas suposiciones que seguro que te resultan familiares.
Fritz Zwicky, un astrónomo búlgaro, descubrió en 1937 que la mayor parte de las galaxias parecían moverse mucho más rápido de lo que debería ser posible a partir de la masa que parecían tener. Así que supuso que debía haber mucha materia no luminosa en los grupos de galaxias.
Algo que hoy en día conocemos como materia oscura. Desde aquel entonces, se ha concluido que la mayor parte del universo está compuesto, de hecho, de materia oscura (y energía oscura) siendo mucho más abundante que la materia normal que podemos observar:
No fue lo único descubierto. En 1964, Hong-Yee Chiu (un astrofísico chino, nacionalizado estadounidense), descubrió que las fuentes de radio tan intensas que habían sido descubiertas años antes eran algo que hoy en día conocemos como quásares:
Estos son solo algunos ejemplos de usos que se le puede dar a la espectrometría. En tiempos más recientes, también ha servido para detectar exoplanetas alrededor de estrellas, a través de un método llamado velocidad radial, fue muy efectivo hasta la llegada del telescopio Kepler.
El telescopio Kepler ha descubierto muchos más planetas a través del método de tránsito. Este último consiste en medir la luz de una estrella y buscar caídas en su intensidad, provocadas por el paso de un objeto por delante (normalmente un planeta):
La técnica de velocidad radial, en su lugar, consiste en medir pequeñas variaciones en el movimiento de una estrella, provocados por la gravedad de un planeta a su alrededor. Algo que se puede detectar al analizar el color de la luz de la estrella con la espectrometría.
Porque esa interacción hace que, durante un tiempo, la estrella se aleje de nosotros (es un cambio muy pequeño, pero perceptible) En ese momento, su luz se muestra desplazada al rojo. Sin embargo, después, esa luz se muestra desplazada al azul. ¿Cuál es la explicación?
El movimiento de la estrella es ahora hacia nosotros. Por lo que, observando esas variaciones, es posible deducir la presencia de un planeta. Aunque, como digo, el método de tránsito es hoy en día el más fructífero gracias al telescopio Kepler, que ha sido muy fructífero.
Podría seguir, pero estos son solo algunos de los ejemplos que mejor ilustran, creo, la espectrometría. Eso, sin hablar del estudio del espectro en la región de rayos X. Con ella, se puede estudiar cosas como las estrellas de neutrones o agujeros negros:
Así que, por todos estos motivos, la espectrometría (o espectroscopia) es muy útil en el mundo de la astronomía. Nos ha servido desde para conocer mejor nuestra estrella hasta para descubrir los quásares y su abundancia en el pasado del universo. ¿Qué más nos enseñará?
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