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Líneas de Absorción y de Emisión

Fotones con 10.2 eV de energía son absorbidos, produciendo una línea de absorción.

Ahora podemos empezar a hacer la conexión entre los picos y valles que vemos en el espectro de una estrella y los niveles de energía de los átomos de la estrella. Por ejemplo, hagamos pasar una luz con todos los colores del espectro a través de una nube de gas de Hidrógeno. No toda la luz logrará pasar a través de la nube. Todos los fotones que tienen exactamente 10.2 eV de energía no pasaran a través del Hidrógeno porque los átomos de Hidrógeno los absorberán al pasar del primer nivel de energía al segundo nivel de energía. De la misma manera, la luz con una energía de 1.89 eV no  pasará; esos fotones serán absorbidos por átomos de Hidrógeno que pasan  del segundo n ivel de energía al tercer nivel de energía. La luz que la nube de Hidrógeno absorbe aparece como valles en el espectro de la nube.

Si la nube fuera muy caliente, entonces todo sus átomos de Hidrógeno chocarían unos contra otros con fuerza suficiente para liberar sus electrones y el gas se volvería ionizado. Los iones de la nube caliente de Hidrógeno no tienen electrones, por lo tanto no pueden absorber luz. Cuando ves es espectro de la nube caliente, no verás ningún valle producido por líneas de absorción de Hidrógeno. La ionización ocurre a unos 10,000 K para Hidrógeno. Entonces si no ves líneas de absorción de Hidrógeno en el espectro de una nube caliente, puedes concluir que está más caliente que 10,000 K.

Sin embargo, si la nube fuera muy fría , todos los átomos de Hidrógeno estarán en el estado base y solo fotones con 10.2 eV serán absorbidos. Si nuestro espectro no muestra longitudes de onda alrededor de XXX, no veremos ninguna línea de absorción de Hidrógeno en el espectro de la nube. Tu verás las líneas de Hidrógeno más fuertes en una nube de una alrededor de 9000 K.

Si ves una nube cuyo espectro no muestra líneas de Hidrógeno, ¿cómo puedes saber si es muy caliente o muy fría? Para una nube de puro Hidrógeno, no sabrías. Pero para estrellas reales, las cuales contienen átomos de mucho elementos además de Hidrógeno, tu puedes ver la absorción y emisión de otros elementos.

Absorción y Emisión en Estrellas Reales

Para muchos elementos hay cierta temperatura para la cual su emisión y absorción es más fuerte,  Las líneas que ves en el espectro de una estrella actúan como termómetros. Algunos compuestos, como Oxido de Titanio, solo aparecen en los espectros de estrellas muy frías. Otros, como Helio, solo aparecen en los espectros de las estrellas muy calientes.

Entonces, la secuencia de tipos espectrales que aprendiste en la última sección, OBAFGKM, es realmente una secuencia de temperatura donde O representa las estrellas más calientes y M representa las más frías.

Aquí hay algunas herramientas útiles ara recordar el orden de los tipos espectrales (en inglés) :

La tabla de abajo muestra algunas de las líneas de absorción y emisión características de cada estrella

Tipo Espectral Temperatura (Kelvin) Líneas Espectrales
O 28,000 - 50,000 Helio ionizadoI
B 10,000 - 28,000 Helio, algo de Hidrógeno
A 7500 - 10,000 Hidrógeno fuerte, algunos metales ionizados
F 6000 - 7500 Hidrógeno, Calcio ionizado (marcados con H y K en el espectro) e Hierro
G 5000 - 6000 Metales neutros e ionizados, especialmente Calcio; banda G fuerte
K 3500 - 5000 Metales neutros, Sodio
M 2500 - 3500 Oxido de Titanio fuerte, Sodio muy fuerte

Puede que tu no sepas dónde tienen estos elementos sus líneas. La tabla de abajo lista algunas de las más comunes y su localización aproximada en el espectro electromagnético.

Líneas Espectrales Longitud de onda  (Angstroms)
Ha, Hb, Hg 6600, 4800, 4350
Líneas H y K de Calcio ionizado 3800 - 4000
Óxido de Titanio montones de líneas 4900 - 5200, 5400 - 5700, 6200 - 6300, 6700 - 6900
Banda G 4250
Sodio 5800
Helio (neutro) 4200
Helio(ionizado) 4400

Si tu estas interesado en aprender donde encontrar todas estas líneas los programas de SDSS usan, puedes encontrar una tabla de todas las líneas .

Pregunta 4. ¿Cómo compara tu sistema de clasificación con el sistema OBAFGKM de tipos espectrales mostrado arriba? ¿Cuáles son las similaridades? ¿Cuáles son las diferencias?

Ahora mira otra vez el espectro que viste antes:

 

Haz click sobre la imagen para verla de tamaño completo

 

Pregunta 5. ¿Qué líneas estan presentes en este espectro? ¿Ves alguna línea espectral de un ión?

Pregunta 6. ¿ Cúal es el Tipo Espectral de esta estrella?

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