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Espectroscopia astronómica

El espectroscopio estelar del Observatorio Lick en 1898. Diseñado por James Keeler y construido por John Brashear . La espectroscopia astronómica es el estudio de la astronomía ...

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El espectroscopio estelar del Observatorio Lick en 1898. Diseñado por James Keeler y construido por John Brashear .

La espectroscopia astronómica es el estudio de la astronomía que utiliza técnicas espectroscópicas para medir el espectro de la radiación electromagnética , incluyendo la luz visible , ultravioleta , rayos X , infrarrojos y ondas de radio que irradian las estrellas y otros objetos celestes. Un espectro estelar puede revelar muchas propiedades de las estrellas, como su composición química, temperatura, densidad, masa, distancia y luminosidad. La espectroscopia puede mostrar la velocidad de movimiento hacia o desde el observador midiendo el desplazamiento Doppler . La espectroscopia también se utiliza para estudiar las propiedades físicas de muchos otros tipos de objetos celestes, como planetas , nebulosas , galaxias y núcleos galácticos activos .

Fondo

Opacidad de la atmósfera terrestre para diferentes longitudes de onda de radiación electromagnética . La atmósfera bloquea algunas longitudes de onda, pero es mayormente transparente para la luz visible y una amplia gama de ondas de radio.

La espectroscopia astronómica se utiliza para medir tres bandas principales de radiación en el espectro electromagnético: luz visible , ondas de radio y rayos X. Si bien toda espectroscopia analiza bandas específicas del espectro, se requieren diferentes métodos para adquirir la señal según la frecuencia. El ozono (O₃ ) y el oxígeno molecular (O₂ ) absorben luz con longitudes de onda inferiores a 300  nm, lo que significa que la espectroscopia de rayos X y ultravioleta requiere el uso de un telescopio satelital o detectores montados en cohetes . [ 1 ] : 27 Las señales de radio tienen longitudes de onda mucho mayores que las señales ópticas y requieren el uso de antenas o radiotelescopios . La luz infrarroja es absorbida por el agua atmosférica y el dióxido de carbono, por lo que, si bien el equipo es similar al utilizado en la espectroscopia óptica, se requieren satélites para registrar gran parte del espectro infrarrojo. [ 2 ]

Espectroscopia óptica

Con una rejilla de difracción escalonada , la luz incidente se separa en varios órdenes de difracción que separan diferentes longitudes de onda (líneas rojas y azules), excepto el orden 0 (negro).

Los físicos han estado estudiando el espectro solar desde que Isaac Newton utilizó por primera vez un prisma simple para observar las propiedades refractivas de la luz. [ 3 ] A principios del siglo XIX, Joseph von Fraunhofer empleó sus habilidades como vidriero para crear prismas de gran pureza, lo que le permitió observar 574 líneas oscuras en un espectro aparentemente continuo. [ 4 ] Poco después, combinó telescopio y prisma para observar el espectro de Venus , la Luna , Marte y diversas estrellas como Betelgeuse ; su empresa continuó fabricando y vendiendo telescopios refractores de alta calidad basados ​​en sus diseños originales hasta su cierre en 1884. [ 5 ] : 28–29

La resolución de un prisma está limitada por su tamaño; un prisma más grande proporcionará un espectro más detallado, pero el aumento de masa lo hace inadecuado para trabajos de alta precisión. [ 6 ] Este problema se resolvió a principios del siglo XX con el desarrollo de rejillas de reflexión de alta calidad por JS Plaskett en el Observatorio Dominion en Ottawa, Canadá. [ 5 ] : 11 La luz que incide sobre un espejo se reflejará en el mismo ángulo, sin embargo, una pequeña porción de la luz se refractará en un ángulo diferente; esto depende de los índices de refracción de los materiales y de la longitud de onda de la luz. [ 7 ] Al crear una rejilla "blazed" que utiliza un gran número de espejos paralelos, la pequeña porción de luz se puede enfocar y visualizar. Estos nuevos espectroscopios eran más detallados que un prisma, requerían menos luz y podían enfocarse en una región específica del espectro inclinando la rejilla. [ 6 ]

La limitación de una rejilla de difracción es el ancho de los espejos, que solo se pueden pulir hasta cierto punto antes de perder el enfoque; el máximo es de aproximadamente 1000 líneas/mm. Para superar esta limitación, se desarrollaron rejillas holográficas. Las rejillas holográficas de fase volumétrica utilizan una película delgada de gelatina dicromada sobre una superficie de vidrio, que posteriormente se expone a un patrón de ondas creado por un interferómetro . Este patrón de ondas genera un patrón de reflexión similar al de las rejillas de difracción escalonadas, pero utilizando la difracción de Bragg , un proceso en el que el ángulo de reflexión depende de la disposición de los átomos en la gelatina. Las rejillas holográficas pueden tener hasta 6000 líneas/mm y ser hasta dos veces más eficientes en la captación de luz que las rejillas de difracción escalonadas. Debido a que están selladas entre dos láminas de vidrio, las rejillas holográficas son muy versátiles y pueden durar décadas antes de necesitar ser reemplazadas. [ 8 ]

La luz dispersada por la rejilla o el prisma en un espectrógrafo puede ser registrada por un detector. Históricamente, las placas fotográficas se usaban ampliamente para registrar espectros hasta que se desarrollaron los detectores electrónicos, y hoy en día los espectrógrafos ópticos suelen emplear dispositivos de carga acoplada (CCD). La escala de longitud de onda de un espectro se puede calibrar observando el espectro de líneas de emisión de longitud de onda conocida de una lámpara de descarga de gas . La escala de flujo de un espectro se puede calibrar en función de la longitud de onda mediante la comparación con la observación de una estrella estándar con correcciones para la absorción atmosférica de la luz; esto se conoce como espectrofotometría . [ 9 ]

Espectroscopia de radio

La radioastronomía se fundó con el trabajo de Karl Jansky a principios de la década de 1930, mientras trabajaba para Bell Labs . Construyó una antena de radio para observar posibles fuentes de interferencia para las transmisiones de radio transatlánticas. Una de las fuentes de ruido descubiertas no provenía de la Tierra, sino del centro de la Vía Láctea , en la constelación de Sagitario . [ 10 ] En 1942, JS Hey captó la radiofrecuencia del Sol utilizando receptores de radar militares. [ 1 ] : 26 La espectroscopia de radio comenzó con el descubrimiento de la línea H I de 21 centímetros  en 1951.

Radiointerferometría

La radiointerferometría fue pionera en 1946, cuando Joseph Lade Pawsey , Ruby Payne-Scott y Lindsay McCready utilizaron una sola antena en la cima de un acantilado marino para observar  la radiación solar de 200 MHz. Dos haces incidentes, uno directamente del sol y el otro reflejado en la superficie del mar, generaron la interferencia necesaria. [ 11 ] El primer interferómetro multirreceptor fue construido ese mismo año por Martin Ryle y Vonberg. [ 12 ] [ 13 ] En 1960, Ryle y Antony Hewish publicaron la técnica de síntesis de apertura para analizar datos de interferómetro. [ 14 ] El proceso de síntesis de apertura, que implica la autocorrelación y la transformada discreta de Fourier de la señal entrante, recupera tanto la variación espacial como la de frecuencia en el flujo. [ 15 ] El resultado es una imagen 3D cuyo tercer eje es la frecuencia. Por este trabajo, Ryle y Hewish fueron galardonados conjuntamente con el Premio Nobel de Física de 1974 . [ 16 ]

espectroscopia de rayos X

Las estrellas y sus propiedades

Espectro continuo
Espectro continuo
Líneas de emisión
Líneas de emisión ( espectro discreto )
Líneas de absorción
Líneas de absorción (espectro continuo más espectro discreto)

Propiedades químicas

Newton usó un prisma para dividir la luz blanca en un espectro de color, y los prismas de alta calidad de Fraunhofer permitieron a los científicos ver líneas oscuras de origen desconocido. En la década de 1850, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen describieron los fenómenos detrás de estas líneas oscuras. Los objetos sólidos calientes producen luz con un espectro continuo , los gases calientes emiten luz en longitudes de onda específicas, y los objetos sólidos calientes rodeados de gases más fríos muestran un espectro casi continuo con líneas oscuras que corresponden a las líneas de emisión de los gases. [ 5 ] : 42–44 [ 17 ] Al comparar las líneas de absorción del Sol con los espectros de emisión de gases conocidos, se puede determinar la composición química de las estrellas.

Las principales líneas de Fraunhofer y los elementos con los que se asocian aparecen en la siguiente tabla. Las designaciones de la primera serie de Balmer se muestran entre paréntesis.

No todos los elementos del Sol fueron identificados de inmediato. A continuación se enumeran dos ejemplos:

  • En 1868, Norman Lockyer y Pierre Janssen observaron independientemente una línea junto al doblete de sodio (D 1 y D 2 ), que Lockyer identificó como un nuevo elemento. Lo denominó helio , pero no fue hasta 1895 que se encontró en la Tierra. [ 5 ] : 84–85
  • En 1869, los astrónomos Charles Augustus Young y William Harkness observaron independientemente una nueva línea de emisión verde en la corona solar durante un eclipse. Este "nuevo" elemento fue denominado erróneamente coronio , ya que solo se encontraba en la corona. No fue hasta la década de 1930 que Walter Grotrian y Bengt Edlén descubrieron que la línea espectral a 530,3  nm se debía al hierro altamente ionizado (Fe¹³⁺ ) . [ 18 ] Otras líneas inusuales en el espectro coronal también son causadas por iones altamente cargados, como el níquel y el calcio , cuya alta ionización se debe a la temperatura extrema de la corona solar . [ 1 ] : 87, 297

Hasta la fecha se han catalogado más de 20 000 líneas de absorción para el Sol entre 293,5 y 877,0  nm, pero solo aproximadamente el 75 % de estas líneas se han relacionado con la absorción elemental. [ 1 ] : 69

Al analizar el ancho equivalente de cada línea espectral en un espectro de emisión, se pueden determinar tanto los elementos presentes en una estrella como sus abundancias relativas. [ 7 ] Con esta información, las estrellas se pueden clasificar en poblaciones estelares ; las estrellas de Población I son las más jóvenes y tienen el mayor contenido de metales (el Sol es una estrella de Población I), mientras que las estrellas de Población III son las más antiguas con un contenido de metales muy bajo. [ 19 ] [ 20 ]

Temperatura y tamaño

Curvas de cuerpo negro para diferentes temperaturas.

En 1860 Gustav Kirchhoff propuso la idea de un cuerpo negro , un material que emite radiación electromagnética en todas las longitudes de onda. [ 21 ] [ 22 ] En 1894 Wilhelm Wien derivó una expresión que relaciona la temperatura (T) de un cuerpo negro con su longitud de onda de emisión máxima (λ max ): [ 23 ]

λmáximoT=b{\displaystyle \lambda _{\text{max}}T=b}

b es una constante de proporcionalidad llamada constante de desplazamiento de Wien , igual a2,897 771 955 ... × 10 −3  m⋅K . [ 24 ] Esta ecuación se llama Ley de Wien . Midiendo la longitud de onda pico de una estrella, se puede determinar la temperatura superficial. [ 17 ] Por ejemplo, si la longitud de onda pico de una estrella es 502  nm la temperatura correspondiente será 5772 kelvin .

La luminosidad de una estrella es una medida de la energía electromagnética emitida en un período de tiempo determinado. [ 25 ] La luminosidad (L) se puede relacionar con la temperatura (T) de una estrella mediante:

L=4πR2σT4{\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}},

donde R es el radio de la estrella y σ es la constante de Stefan-Boltzmann , con un valor de5,670 374 419 ... × 10 −8  W⋅m −2 ⋅K −4 . [ 26 ] Por lo tanto, cuando se conocen tanto la luminosidad como la temperatura (mediante medición y cálculo directos) se puede determinar el radio de una estrella.

Galaxias

Los espectros de las galaxias se parecen a los espectros estelares, ya que consisten en la luz combinada de miles de millones de estrellas.

Los estudios de desplazamiento Doppler de cúmulos de galaxias realizados por Fritz Zwicky en 1937 revelaron que las galaxias de un cúmulo se movían mucho más rápido de lo que parecía posible a partir de la masa del cúmulo inferida a partir de la luz visible. Zwicky planteó la hipótesis de que debía existir una gran cantidad de materia no luminosa en los cúmulos de galaxias, conocida como materia oscura . [ 27 ] Desde su descubrimiento, los astrónomos han determinado que una gran parte de las galaxias (y la mayor parte del universo) está compuesta de materia oscura. Sin embargo, en 2003, se descubrió que cuatro galaxias (NGC 821, NGC 3379 , NGC 4494 y NGC 4697 ) tenían poca o ninguna materia oscura que influyera en el movimiento de las estrellas que contenían; se desconoce la razón de esta falta de materia oscura. [ 28 ]

En la década de 1950, se descubrió que fuertes fuentes de radio estaban asociadas con objetos muy tenues y muy rojos. Cuando se tomó el primer espectro de uno de estos objetos, se observaron líneas de absorción en longitudes de onda donde no se esperaban. Pronto se comprendió que lo observado era un espectro galáctico normal, pero con un gran desplazamiento al rojo. [ 29 ] [ 30 ] Hong-Yee Chiu los denominó fuentes de radio cuasiestelares , o cuásares , en 1964. [ 31 ] Actualmente se cree que los cuásares son galaxias formadas en los primeros años de nuestro universo, cuya extrema emisión de energía es impulsada por agujeros negros supermasivos . [ 30 ]

Las propiedades de una galaxia también pueden determinarse analizando las estrellas que contiene. NGC 4550 , una galaxia en el Cúmulo de Virgo, tiene una gran parte de sus estrellas girando en sentido opuesto al resto. Se cree que la galaxia es la combinación de dos galaxias más pequeñas que giraban en direcciones opuestas entre sí. [ 32 ] Las estrellas brillantes en las galaxias también pueden ayudar a determinar la distancia a una galaxia, lo que podría ser un método más preciso que la paralaje o las candelas estándar . [ 33 ]

medio interestelar

El medio interestelar es la materia que ocupa el espacio entre los sistemas estelares de una galaxia. El 99% de esta materia es gaseosa: hidrógeno , helio y cantidades menores de otros elementos ionizados como el oxígeno . El otro 1% son partículas de polvo, que se cree que son principalmente grafito , silicatos y hielos. [ 34 ] Las nubes de polvo y gas se denominan nebulosas .

Existen tres tipos principales de nebulosas: de absorción , de reflexión y de emisión . Las nebulosas de absorción (o oscuras) están compuestas de polvo y gas en cantidades tales que oscurecen la luz de las estrellas que se encuentran detrás de ellas, lo que dificulta la fotometría . Las nebulosas de reflexión, como su nombre indica, reflejan la luz de las estrellas cercanas. Sus espectros son los mismos que los de las estrellas que las rodean, aunque la luz es más azul; las longitudes de onda más cortas se dispersan mejor que las más largas. Las nebulosas de emisión emiten luz en longitudes de onda específicas según su composición química. [ 34 ]

Nebulosas de emisión gaseosa

En los primeros años de la espectroscopia astronómica, los científicos estaban desconcertados por el espectro de las nebulosas gaseosas. En 1864, William Huggins notó que muchas nebulosas mostraban solo líneas de emisión en lugar de un espectro completo como las estrellas. A partir del trabajo de Kirchhoff, concluyó que las nebulosas debían contener "enormes masas de gas o vapor luminoso". [ 35 ] Sin embargo, había varias líneas de emisión que no podían vincularse a ningún elemento terrestre, las más brillantes entre ellas las líneas a 495,9  nm y 500,7  nm. [ 36 ] Estas líneas se atribuyeron a un nuevo elemento, el nebulio , hasta que Ira Bowen determinó en 1927 que las líneas de emisión eran de oxígeno altamente ionizado (O +2 ). [ 37 ] [ 38 ] Estas líneas de emisión no podían replicarse en un laboratorio porque son líneas prohibidas ; La baja densidad de una nebulosa (un átomo por centímetro cúbico) [ 34 ] permite que los iones metaestables se desintegren mediante emisión de líneas prohibidas en lugar de colisiones con otros átomos. [ 36 ]

No todas las nebulosas de emisión se encuentran alrededor o cerca de estrellas donde el calentamiento solar causa ionización. La mayoría de las nebulosas de emisión gaseosas están formadas por hidrógeno neutro. En su estado fundamental, el hidrógeno neutro tiene dos posibles estados de espín : el electrón tiene el mismo espín o el espín opuesto al del protón . Cuando el átomo transita entre estos dos estados, libera una línea de emisión o absorción de 21  cm. [ 34 ] Esta línea se encuentra dentro del rango de radio y permite mediciones muy precisas: [ 36 ]

  • La velocidad de la nube se puede medir mediante el desplazamiento Doppler.
  • La intensidad de la  línea de 21 cm proporciona la densidad y el número de átomos en la nube.
  • Se puede calcular la temperatura de la nube.

Utilizando esta información, se ha determinado que la forma de la Vía Láctea es la de una galaxia espiral , aunque el número exacto y la posición de los brazos espirales son objeto de investigación continua. [ 39 ]

Moléculas complejas

El polvo y las moléculas en el medio interestelar no solo oscurecen la fotometría, sino que también causan líneas de absorción en la espectroscopia. Sus características espectrales se generan por transiciones de electrones componentes entre diferentes niveles de energía, o por espectros rotacionales o vibracionales. La detección suele ocurrir en las porciones de radio, microondas o infrarrojo del espectro. [ 40 ] Las reacciones químicas que forman estas moléculas pueden ocurrir en nubes frías y difusas [ 41 ] o en regiones densas iluminadas con luz ultravioleta . [ 42 ] La mayoría de los compuestos conocidos en el espacio son orgánicos , desde moléculas pequeñas, por ejemplo, acetileno C 2 H 2 y acetona (CH 3 ) 2 CO; [ 43 ] hasta clases enteras de moléculas grandes, por ejemplo, fullerenos [ 42 ] e hidrocarburos aromáticos policíclicos ; hasta sólidos , como el grafito u otro material hollín . [ 44 ]

Movimiento en el universo

Desplazamiento al rojo y desplazamiento al azul

Las estrellas y el gas interestelar se unen por la gravedad para formar galaxias, y los grupos de galaxias pueden unirse por la gravedad en cúmulos de galaxias . [ 45 ] Con la excepción de las estrellas de la Vía Láctea y las galaxias del Grupo Local , casi todas las galaxias se alejan de la Tierra debido a la expansión del universo . [ 18 ]

Efecto Doppler y desplazamiento al rojo

El movimiento de los objetos estelares se puede determinar observando su espectro. Debido al efecto Doppler , los objetos que se acercan a un observador experimentan un desplazamiento hacia el azul , y los que se alejan , un desplazamiento hacia el rojo . La longitud de onda de la luz desplazada hacia el rojo es mayor, por lo que se ve más roja que la fuente. Por el contrario, la longitud de onda de la luz desplazada hacia el azul es menor, por lo que se ve más azul que la luz de la fuente.

λ−λ0λ0=v0do{\displaystyle {\frac {\lambda -\lambda _{0}}{\lambda _{0}}}={\frac {v_{0}}{c}}}

dóndeλ0{\displaystyle \lambda _{0}}es la longitud de onda emitida,v0{\displaystyle v_{0}}es la velocidad del objeto, yλ{\displaystyle \lambda }es la longitud de onda observada. Nótese que v<0 corresponde a λ < λ 0 , una longitud de onda desplazada hacia el azul. Una línea de absorción o emisión desplazada hacia el rojo aparecerá más hacia el extremo rojo del espectro que una línea estacionaria. En 1913, Vesto Slipher determinó que la galaxia de Andrómeda estaba desplazada hacia el azul, lo que significa que se estaba moviendo hacia la Vía Láctea. Registró los espectros de otras 20 galaxias —todas menos cuatro de las cuales estaban desplazadas hacia el rojo— y pudo calcular sus velocidades relativas a la Tierra. Edwin Hubble usaría más tarde esta información, así como sus propias observaciones, para definir la ley de Hubble : Cuanto más lejos está una galaxia de la Tierra, más rápido se aleja. [ 18 ] [ 46 ] La ley de Hubble se puede generalizar a:

v=H0d{\displaystyle v=H_{0}d}

dóndev{\displaystyle v}es la velocidad (o flujo de Hubble),H0{\displaystyle H_{0}}es la constante de Hubble yd{\displaystyle d}es la distancia desde la Tierra.

El corrimiento al rojo (z) se puede expresar mediante las siguientes ecuaciones: [ 47 ]

En estas ecuaciones, la frecuencia se denota porF{\displaystyle f}y longitud de onda porλ{\displaystyle \lambda }Cuanto mayor sea el valor de z, mayor será el desplazamiento al rojo de la luz y más lejos estará el objeto de la Tierra. En enero de 2013, se encontró el mayor desplazamiento al rojo de galaxias de z~12 utilizando el Campo Ultraprofundo del Hubble , lo que corresponde a una edad de más de 13 mil millones de años (el universo tiene aproximadamente 13.82 mil millones de años). [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]

El efecto Doppler y la ley de Hubble se pueden combinar para formar la ecuación.z=vHubbledo{\displaystyle z={\frac {v_{\text{Hubble}}}{c}}}donde c es la velocidad de la luz.

Movimiento peculiar

Los objetos ligados gravitacionalmente rotarán alrededor de un centro de masa común. Para los cuerpos estelares, este movimiento se conoce como velocidad peculiar y puede alterar el flujo de Hubble. Por lo tanto, es necesario agregar un término adicional para el movimiento peculiar a la ley de Hubble: [ 51 ]

vtotal=H0d+vpagmido{\displaystyle v_{\text{total}}=H_{0}d+v_{\mathrm {pec} }}

Este movimiento puede causar confusión al observar un espectro solar o galáctico, ya que el corrimiento al rojo esperado según la ley de Hubble simple se verá enmascarado por el movimiento peculiar. Por ejemplo, la forma y el tamaño del cúmulo de Virgo han sido objeto de un gran escrutinio científico debido a las elevadas velocidades peculiares de las galaxias que lo componen. [ 52 ]

estrellas binarias

Dos estrellas de distinto tamaño orbitando alrededor del centro de masa. Se observa que el espectro se divide en función de la posición y la velocidad de las estrellas.

Así como los planetas pueden estar ligados gravitacionalmente a las estrellas, los pares de estrellas pueden orbitar entre sí. Algunas estrellas binarias son binarias visuales, lo que significa que pueden observarse orbitando una alrededor de la otra a través de un telescopio. Sin embargo, algunas estrellas binarias están demasiado cerca para poder distinguirlas . [ 53 ] Estas dos estrellas, al ser observadas a través de un espectrómetro, mostrarán un espectro compuesto: el espectro de cada estrella se sumará. Este espectro compuesto resulta más fácil de detectar cuando las estrellas tienen una luminosidad similar y pertenecen a clases espectrales diferentes . [ 54 ]

Los sistemas binarios espectroscópicos también pueden detectarse debido a su velocidad radial ; al orbitar uno alrededor del otro, una estrella puede moverse hacia la Tierra mientras que la otra se aleja, lo que provoca un desplazamiento Doppler en el espectro compuesto. El plano orbital del sistema determina la magnitud del desplazamiento observado: si el observador mira perpendicularmente al plano orbital, no se observará velocidad radial. [ 53 ] [ 54 ] Por ejemplo, una persona que mira un carrusel de lado verá a los animales moviéndose hacia y desde ella, mientras que si mira directamente desde arriba, solo se moverán en el plano horizontal.

Planetas, asteroides y cometas

Los planetas , asteroides y cometas reflejan la luz de sus estrellas anfitrionas y emiten su propia luz. En el caso de objetos más fríos, como los planetas del Sistema Solar y los asteroides, la mayor parte de la emisión se produce en longitudes de onda infrarrojas que no podemos ver, pero que se miden habitualmente con espectrómetros . En objetos rodeados de gas, como cometas y planetas con atmósferas, se produce una mayor emisión y absorción en longitudes de onda específicas del gas, lo que imprime el espectro del gas sobre el del objeto sólido. En el caso de mundos con atmósferas densas o completamente cubiertos de nubes o neblina (como los cuatro planetas gigantes , Venus y Titán , el satélite de Saturno ), el espectro se debe mayoritariamente o totalmente a la atmósfera. [ 55 ]

Planetas

La luz reflejada de un planeta contiene bandas de absorción debido a los minerales presentes en las rocas de los cuerpos rocosos, o a los elementos y moléculas presentes en la atmósfera. Hasta la fecha se han descubierto más de 3500 exoplanetas . Entre ellos se incluyen los llamados Júpiter calientes , así como planetas similares a la Tierra. Mediante espectroscopia, se han descubierto compuestos como metales alcalinos, vapor de agua, monóxido de carbono, dióxido de carbono y metano. [ 56 ]

asteroides

Los asteroides se pueden clasificar en tres tipos principales según sus espectros. Las categorías originales fueron creadas por Clark R. Chapman, David Morrison y Ben Zellner en 1975, y ampliadas posteriormente por David J. Tholen en 1984. En lo que ahora se conoce como la clasificación de Tholen , los asteroides de tipo C están compuestos de material carbonáceo, los de tipo S consisten principalmente en silicatos y los de tipo X son «metálicos». Existen otras clasificaciones para asteroides inusuales. Los asteroides de tipo C y S son los más comunes. En 2002, la clasificación de Tholen se «evolucionó» aún más en la clasificación SMASS , ampliando el número de categorías de 14 a 26 para tener en cuenta un análisis espectroscópico más preciso de los asteroides. [ 57 ] [ 58 ]

Cometas

Espectro óptico del cometa Hyakutake .

Los espectros de los cometas consisten en un espectro solar reflejado por las nubes de polvo que rodean al cometa, así como líneas de emisión de átomos y moléculas gaseosas excitadas a fluorescencia por la luz solar y/o reacciones químicas. Por ejemplo, la composición química del cometa ISON [ 59 ] se determinó mediante espectroscopia debido a las prominentes líneas de emisión de cianógeno (CN), así como de átomos de dos y tres carbonos (C₂ y C₃ ) . [ 60 ] Incluso se pueden observar cometas cercanos en rayos X, ya que los iones del viento solar que se dirigen a la coma se neutralizan. Por lo tanto, los espectros de rayos X de los cometas reflejan el estado del viento solar en lugar del del cometa. [ 61 ]

Véase también

Referencias

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