El espectro del Sol

A lo largo de este artículo hablaré un poco sobre las líneas de emisión y absorción que ocurren en el Sol, aunque al final ha salido un artículo bastante más técnico (complicado) de lo que me gustaría.

líneas de emisión

Conocemos que los átomos están formados por un núcleo, bastante pequeño, del orden del argstrom (10-10 m), donde se encuentran los protones y los neutrones, y éste está rodeado de los electrones.
Éstos se sitúan a diferentes “órbitas” (capas, en entradas posteriores intentaré hablar sobre este tema más en profundidad), cada una de las cuales tiene una energía muy concreta (esto es, los electrones en las capas más cercanas al núcleo están más ligados a éste, por lo que si queremos extraer uno de ellos de ahí, hace falta más energía que si el electrón estuviera más alejado del núcleo, i. e. en una capa superior).

Por lo tanto, para que un electrón salte a otra capa, que tiene una energía diferente, necesitará ganar o perder energía para realizar la transición (paso de donde estaba a la nueva capa).

Si la transición ocurre hacia una capa más interna, el electrón necesita perder energía, para lo cual recurre a la emisión de un fotón (luz), que tendrá exactamente la energía que ha perdido el electrón, y dado que la longitud de onda del fotón viene fijada por su energía, el fotón emitido tendrá una longitud de onda conocida (y hablaremos por tanto, de que ha emitido un fotón (luz) de color rojo, azul, de rayos X, etc).

Y, como en un átomo hay unos niveles de energía (debidos a cada capa) concretos, y diferente para cada átomo, la luz emitida por éste átomo solo constará de determinadas longitudes de onda, lo cual hace posible que viendo la luz emitida por un material/gas, se pueda reconocer de qué elemento se trata.

líneas de absorción

Ahora bien, si el electrón en vez de saltar de una capa A a otra B, con B con menor energía, salta de B a A, necesita ganar energía para realizar la transición, para lo cual deberá absorber un fotón con dicha energía (como vemos, se produce el caso contrario: antes le emitía, ahora le absorbe).
Esto se produce, por ejemplo, si dicho átomo está iluminado con una luz que, al menos, tiene dicha longitud de onda concreta, la cual el átomo absorberá para realizar la transición, dejando el resto de la luz intacto.

Efectos sobre la luz que nos llega del Sol

El Sol, debido a la temperatura que está, produce una luz que tiene todas las longitudes de onda (es un continuo). Sin embargo, esta luz tiene que traspasar todo el gas que hay en la superficie solar antes de llegar hasta nosotros, por lo que sufre varios efectos.
Principalmente, sufre absorciones y emisiones, debido a que al tener que atravesar este espesor de gas, los átomos de éste irán absorbiendo las longitudes de onda concretas que les permite saltar a capas más externas. Y a su vez, al cabo de un tiempo estos electrones se desexcitarán, emitiendo fotones de una determinada longitud de onda.

Éste por ejemplo fue el método usado en 1859 por Kirchoff para identificar de qué está compuesto el Sol u otras estrellas, refutando las ideas del filósofo Compte unos 10 años después de que pronunciara las palabras “Nunca conoceremos la composición química del
interior de las estrellas…
(porque no podemos ir a ellas)”.

Pérdida de la simetría

Como puede parecer, este proceso es igual en los dos sentidos: si el electrón puede pasar de la línea A a la B, también podrá pasar de la B a la A de igual forma.
Sin embargo, en el Sol esto no se cumple del todo. Dado que el Sol se encuentra a una gran temperatura (unos 5000 ºC), los electrones no se encuentran en sus estados fundamentales (las capas más bajas o cercanas al núcleo) sino que ya previamente se encuentran excitados.
Por esto, y si numeramos las capas como 1, 2, 3, 4, etc, y tomando (como ejemplo) que los electrones se encuentren en el estado 2, la luz del Sol presentará absorciones debido a todos los electrones que saltan de la capa 2 a la capa 3, 4, o cualquiera superior. Pero no presentará absorción a la longitud de onda correspondiente a la transición desde la capa 1 porque “ningún” electrón se encuentra ahí.

En cambio, sí habrá emisiones debidas a electrones que “caen” a la capa 1. Y aunque esto (el tener ya electrones en la capa 1) pueda parecer que ya equilibra la emisión/absorción a dicha longitud de onda, no es así debido a que para cada emisión producida por la caída hasta 1, el electrón se excitará a capas más externas rápidamente, pero en general no se excitará hasta la misma capa de la que cayó, por lo que predominará el número de fotones emitidos frente a los absorbidos para esas longitudes de onda que permiten las transiciones a las capas más bajas a las que se encuentran “normalmente” los electrones en dichas condiciones (en nuestro ejemplo, dicha capa sería la 1).

Esto produce finalmente que en determinadas longitudes de onda, haya un pico de intensidad, lo cual significa que se dan más desexcitaciones entre dos capas que tienen esa diferencia de energía concreta (y que corresponderán a transiciones entre dos capas concretas de un elemento determinado).
Y, a su vez, habrá otras longitudes de onda (las más comunes) en las que se observará que la luz del Sol ha sido absorbida, por lo que solo veremos que ahí no se emite apenas luz (en comparación con el resto del espectro). Esto es lo que nos facilita la identificación de los elementos presentes en el Sol.

espectrosolar.jpg

En la imagen se observa las líneas oscuras debidas a las absorciones producidas por los diferentes elementos del Sol. Y en el gráfico de la derecha se ve más claramente las pequeñas irregularidades (picos hacia arriba y hacia abajo) debidos a una mayor emisión o absorción, respectivamente.

3 comentarios en “El espectro del Sol

  1. juas, como para discurrirla en el examen
    bueno imaginándote los niveles del átomo con los electrones excitados se ve bien

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