Gráficas de espectros de SDSS

El SDSS almacena principalmente dos tipos de datos: fotométricos y espectroscópicos. El entrenamiento “Pre-Vuelo” sobre los datos del SDSS explica en detalle cómo se capturan y guardan los datos fotométricos (imágenes) y espectroscópicos, y también cómo se puede acceder a ellos a través de la base de datos. En esta sesión del entrenamiento nos vamos a fijar únicamente en un tipo de datos, los espectros, y vamos a aprender cómo los astrónomos empiezan a interpretar lo que ven. Comencemos con una gráfica.

An SDSS spectrumImagen: Wavelength: Longitud de onda.

 

Paso 1: Saber lo que se midió

Los ejes X e Y de la gráfica muestran qué propiedades de la luz fueron medidas. La longitud de onda es medida usando unidades muy pequeñas de longitud tales como los nanómetros (un nan€metro es la mil-millonésima parte de un metro).
El eje Y muestra la cantidad o intensidad de la radiación detectada por cada intervalo de longitud de onda. Sus unidades son mucho más complejas. Los astrónomos se refieren a la intensidad usando la palabra flujo. La medida del flujo tiene en cuenta el tiempo de exposición y el área colectora de la luz que se mide. Generalmente, el flujo se mide en unidades de energía (ergios) durante un período de tiempo (segundos) en un área determinada (centímetros cuadrados). Por el momento, a lo único a lo que debes prestar atención es al hecho de que el flujo aumenta cuando te mueves hacia arriba en la dirección del eje Y. Presta atención al rango en el eje Y, este puede cambiar de un espectro del SDSS a otro, es decir, no siempre es constante.

Paso 2: Observar la forma general del espectro

Tras tomar nota de las unidades y escalas usadas en un espectro, los astrónomos desvían su atención a la forma general del espectro, en un principio ignorando los pequeños picos y oscilaciones. La cuestión que se preguntan es, ¿cuál es la forma de la emisión del continuo en esta gráfica? La presencia o ausencia de un pico es importante, la posición de los picos debe notarse también. Pulsa aquí para ver el continuo de la gráfica de arriba.
En general, una gráfica donde el continuo es fácil de discernir y tiene un pico identificable se asocia a una estrella. Este tipo de curva se suele llamar curva de cuerpo negro y puede ser usada para identificar la temperatura del cuerpo que emitió esta luz. La actividad de “Lanzamiento”, Estrellas y Cuerpos Negros, explora esto con mayor detalle. Además de las estrellas, el SDSS concentra sus esfuerzos en capturar espectros de galaxias y objetos muy distantes conocidos como cuásares (QSOs). Cada uno de estos objetos tienen ciertas características comunes tal y como se muestra en la parte inferior.
Galaxy spectrum

Espectro de una Galaxia

Espectro de una galaxia:

La emisión del continuo de una galaxia está comprendida entre una línea recta y una curva muy leve. En cualquier caso, es difícil identificar un pico. Esto tiene sentido ya que la luz que recibimos de una galaxia es la mezcla de miles de millones de estrellas de diferentes colores. Sin embargo, una galaxia que parece azul se espera que tenga una forma diferente a una galaxia roja. ¿De qué color crees que es la galaxia que produjo este espectro?
Quasar spectrum

Espectro de un objeto cuasi estelar o cuásar.

Espectro de cuasares (QSOs):

El continuo de emisión de un cuásar casi siempre tiene una subida en el extremo azul del espectro (la parte izquierda de la gráfica). Al contrario que las estrellas, esta subida es abrupta y no tiene un pico dentro del rango medible por el SDSS. Los cuásares son objetos muy energéticos y la mayoría de la radiación que emiten es en el ultravioleta.

Paso 3: Observar los picos y depresiones

Un cuerpo negro perfecto emitiría un espectro perfectamente continuo y suave. En realidad, ninguno de los espectros en el SDSS son perfectamente suaves. Todos tienen picos y depresiones que los astrónomos usan para comprender la composición del objeto y su entorno. Los picos se suelen llamar líneas de emisión, y las depresiones o valles, líneas de absorción. ¿Qué características tienen estas líneas de absorción y emisión? ¿Son grandes o pequeñas? ¿Anchas o estrechas? ¿Dónde están? Cada uno de los tres principales tipos de objetos que se encuentran en SDSS (estrellas, galaxias y cuásares) tiene ciertas características en común. Una inspección rápida de la emisión del continuo puede revelar generalmente cuál es cuál. Anota las características que ves y, posteriormente, haz clic en la imagen para comprobar cómo lo hiciste.

Paso 4: Poner atención a las líneas de absorción y de emisión

Has observado que algunos objetos tienen líneas de emisión en su espectro, otros tienen líneas de absorción, y otros tienen alguna combinación que es característica del propio objeto que emitió esa luz. Las líneas de emisión representan los lugares en donde la luz ha sido añadida al continuo en longitudes de onda específicas por gas caliente o excitado que irradia dicha luz a determinadas longitudes de onda. Las líneas de absorción indican que la luz ha sido absorbida (eliminada del espectro) por gas o polvo alrededor de la fuente de luz.

A chart of absorption lines for different atomsImagen: Calcium: Calcio. Hydrogen: Hidrógeno. Magnesium: Magnesio. Neon: Neón. Sodium: Sodio.

Los astrónomos comprenden que cada elemento del universo emite una combinación característica de luz cuando se excita. Ellos usan este conocimiento para interpretar el espectro. Los patrones de longitudes de onda que ven revelan el contenido químico del objeto que los produjo. Las imágenes a la izquierda muestran algunos ejemplos. Para más información acerca de cómo los átomos absorben y emiten luz a ciertas longitudes de onda puedes usar este recurso de espectroscopía de la Universidad de Arizona. Puedes usar la animación de abajo para obtener una compresión general de cómo se producen estas líneas espectrales.
Para cada posición del telescopio, intenta explicar qué es lo que le pasa a la energía electromagnética. ¿Dónde está siendo producida? ¿Qué le pasa antes de llegar al telescopio y al detector (espectrómetro)?