Espectroscopia astronómica

La espectroscopia astronómica es la técnica de espectroscopia usada en astronomía. Dado que la espectroscopia queda bien descrita en su propio artículo, aquí nos centraremos en su uso en astronomía. El objeto de estudio es el espectro de la radiación electromagnética, incluida la luz visible, que radia desde estrellas y otros objetos celestes. La espectroscopia se puede usar para averiguar muchas propiedades de estrellas y galaxias distantes, tales como su composición química y movimiento, mediante efecto Doppler.

Historia

La espectroscopía astronómica comienza con las observaciones iniciales de la luz del Sol dispersa por un prisma, realizadas por Isaac Newton. Él observó un arco iris de color y quizás incluso líneas de absorción oscuras. Las primeras descripciones de los espectros de Sirio y Arturo por William Herschel (1798), la clasificación de las líneas del espectro del Sol por Joseph von Fraunhofer (1814), la identificación de elementos químicos en la atmósfera solar por Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen (1861), las primeras placas y clasificaciones de espectros estelares de Lewis Morris Rutherfurd (1862) y, finalmente, el meticuloso trabajo del jesuita Angelo Secchi durante la década de los 60 del siglo XIX, culminaron con la primera clasificación de estrellas, según su distribución de líneas espectrales, en cuatro grupos de acuerdo a los componentes químicos de sus atmósferas (1867). En 1886, Mary Draper, viuda de Henry Draper, pionero en la obtención de fotografías de espectros de estrellas, decidió, en homenaje a su marido, financiar los trabajos del astrónomo del Observatorio del Harvard College Edward Charles Pickering para obtener un gran catálogo de espectros estelares. Este contrató a Williamina Fleming y a otras nueve mujeres para realizar los cálculos y clasificar los espectros en las placas fotográficas. Pickering, con apoyo de su hermano menor William Henry Pickering, al igual que Piazzi Smyth en Tenerife, perfeccionó el método de obtención de espectros estelares colocando un prisma en el objetivo del telescopio y siguió mejorando las técnicas espectroscópicas a lo largo de toda la década de los 80. Williamina Fleming identificó y clasificó los espectros de más de 10.000 estrellas. Amplió la clasificación de los cuatro grupos de Secchi e introdujo un nuevo esquema basado en 16 tipos tomando como referencia las líneas de absorción del Hidrógeno, identificándolos alfabéticamente desde la A a la N (saltando la J), más las letras O para estrellas con líneas brillantes de emisión, P para nebulosas planetarias y Q para las estrellas que no encajaban en los grupos anteriores. Esta primera entrega del Catálogo Henry Draper, en compensación por la financiación recibida, la publicó Edward Pickering en 1890 sin figurar Fleming como autora (aunque sí está citada en el interior y, posteriormente, no dudó en hacer reconocimiento público de su autoría) y es la base de la clasificación espectral hoy en uso ( clasificación estelar de Harvard). La llegada de espectros cada vez de mayor resolución y la creación del Observatorio y Telescopio de Arequipa (Perú) en el Hemisferio Sur, permitió al equipo dirigido por Fleming y Pickering evolucionar en la clasificación, sobre todo con las decisivas aportaciones de otras dos miembros de su equipo, Antonia Caetana Maury y Annie Jump Cannon, quienes reordenaron los grupos espectrales y aumentaron el número de estrellas clasificadas. En la publicación de las extensiones del Catálogo Draper lideradas por Maury (1897) y Cannon (1901 y varias otras hasta su muerte en 1941) ya figuran ellas como las autoras del trabajo. En total, las clasificaciones de estrellas llevadas a cabo por estas mujeres fueron más de 400.000.[1]

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