Espectroscopia astronómica

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La espectroscopia astronómica  es una rama de la astronomía que utiliza métodos de espectroscopia para medir el espectro de la radiación electromagnética , incluida la radiación visible , que emiten las estrellas y otros objetos celestes. El espectro estelar puede revelar muchas propiedades de las estrellas, como su composición química, temperatura, densidad, masa, distancia, luminosidad y movimiento relativo, a través de mediciones de 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 .

Fundamentos

La espectroscopia astronómica se utiliza para medir tres bandas principales de radiación: el espectro visible , la radio y los rayos X. Si bien toda la espectroscopia analiza regiones específicas del espectro, se requieren diferentes métodos para obtener una señal según la frecuencia. El ozono (O 3 ) y el oxígeno molecular (O 2 ) absorben la luz en longitudes de onda de hasta 300  nm , lo que significa que la espectroscopia ultravioleta y de rayos X requiere el uso de un telescopio satelital o detectores montados en cohetes [1] p.27 . Las señales de radio irradian a longitudes de onda mucho más largas que las señales ópticas y requieren el uso de antenas o receptores de radio . La radiación infrarroja es absorbida por el agua atmosférica y el dióxido de carbono , por lo que aunque el equipo es similar al utilizado en espectroscopia óptica, se requieren satélites para registrar la mayor parte del espectro infrarrojo [2] .

Espectroscopia óptica

Los físicos han estado estudiando el espectro solar desde que Isaac Newton utilizó por primera vez un prisma simple para observar las propiedades de la luz durante la refracción [3] . A principios del siglo XIX, Joseph von Fraunhofer utilizó su habilidad como vidriero para crear prismas muy limpios, lo que le permitió observar 574 líneas oscuras en un espectro aparentemente continuo [4] . Poco después, combinó un telescopio y un prisma para observar el espectro de Venus , la Luna , Marte y varias estrellas como Betelgeuse ; su compañía continuó fabricando y comercializando telescopios refractores de alta calidad basados ​​en sus diseños originales hasta su cierre en 1884 [5] pp. 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 la observación de alta precisión [6] . Este problema se resolvió a principios del siglo XX con el desarrollo de rejillas reflectantes de alta calidad por parte de J. Plaskett , p.la[5]Canadá,OttawaenObservatorio Dominionquien trabajó en el depende de los índices de refracción de los materiales y de la longitud de onda de la luz [7] . Al crear una red de "refracción" que usa una gran cantidad de espejos paralelos, una pequeña fracción de la luz puede enfocarse y renderizarse. Estos nuevos espectroscopios producían imágenes más detalladas que un prisma, requerían menos luz y podían enfocarse en una región específica del espectro inclinando la rejilla [6] .

La limitación de la rejilla refractiva es el ancho de los espejos, que solo se pueden agudizar en la medida en que se pierde el foco; el máximo es de unas 1000 líneas/ mm . Para superar esta limitación, se han desarrollado rejillas holográficas. Las rejillas holográficas de fase de volumen utilizan una película delgada de gelatina de dicromo sobre una superficie de vidrio, que luego se somete a la interferencia de onda generada por un interferómetro . Este patrón de onda crea un patrón de reflexión similar a las rejillas refractivas, pero utilizando la condición de Bragg , es decir, 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 pueden captar la luz con el doble de eficiencia que las rejillas refractivas. Debido a que están selladas entre dos láminas de vidrio, las rejillas holográficas son muy versátiles y pueden durar décadas antes de que sea necesario reemplazarlas [8] .

La luz dispersada por una rejilla o prisma en un espectrógrafo puede ser detectada por un detector. Históricamente , las placas fotográficas se usaban ampliamente para registrar espectros hasta que se desarrollaron los detectores electrónicos, y los dispositivos de carga acoplada ( CCD ) se usan más comúnmente en los espectrógrafos ópticos en la actualidad. La escala de longitud de onda del espectro se puede calibrar observando un espectro de líneas de emisión de longitud de onda conocida de una lámpara de descarga . La escala de flujo del espectro se puede calibrar en función de la longitud de onda en comparación con una observación de una estrella estándar corregida por la absorción atmosférica de la luz; este proceso se conoce como espectrofotometría [9] .

Radioespectroscopia

La radioastronomía fue fundada por el trabajo de Karl Jansky a principios de la década de 1930 , mientras trabajaba en Bell Laboratories . Construyó una antena de radio para buscar posibles fuentes de interferencia para las transmisiones de radio transatlánticas. Una de las fuentes de ruido descubiertas no procedía de la Tierra, sino del centro de la Vía Láctea en la constelación de Sagitario [10] . En 1942, J. S. Hay descubrió la frecuencia de radio del Sol utilizando receptores de radar militares [1] p.26 . La espectroscopia de radio comenzó con el descubrimiento de la línea HI de 21 cm en 1951 .

Interferometría de radio

La interferometría de radio se puso en uso por primera vez en 1946 cuando Joseph Lade Posey , Ruby Payne-Scott y Lindsay McCready utilizaron una sola antena en un acantilado marino para observar la radiación solar a 200  MHz . Dos rayos incidentes, uno directamente del sol y el otro reflejado en la superficie del mar, crearon la interferencia necesaria [11] . El primer interferómetro multirreceptor fue construido en el mismo año por Martin Ryle y Vonberg [12] [13] . En 1960, Ryle y Anthony Hewish publicaron una técnica de síntesis de apertura para analizar los datos del interferómetro [14] . El proceso de síntesis del iris, que incluye la autocorrelación y la transformada discreta de Fourier de la señal de entrada, reconstruye tanto la variación espacial como la frecuencia del flujo [15] . El resultado es una imagen 3D cuyo tercer eje es la frecuencia. Por este trabajo, Ryle y Hewish recibieron conjuntamente el Premio Nobel de Física de 1974 [16] .

Espectroscopia de rayos X

Estrellas y sus propiedades

Propiedades químicas

Newton usó un prisma para dividir la luz blanca en colores, y los prismas Fraunhofer de alta calidad permitieron a los científicos ver líneas oscuras de origen desconocido. En la década de 1850, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen describieron el fenómeno detrás de estas líneas oscuras. Los objetos sólidos calientes producen luz con un espectro continuo , los gases calientes emiten luz en ciertas longitudes de onda, 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 a los que están asociadas se muestran en la siguiente tabla. Las designaciones de la serie Balmer están entre paréntesis.

En la actualidad, las líneas espectrales se designan por la longitud de onda y el elemento químico al que pertenecen. Por ejemplo, Fe I 4383,547 Å denota una línea de hierro neutro con una longitud de onda de 4383,547 Å. Pero para las líneas más fuertes, se han conservado las designaciones introducidas por Fraunhofer. Así, las líneas más fuertes del espectro solar son las líneas H y K del calcio ionizado.

Designacion Elemento o Conexión Longitud de onda ( Å ) Designacion Elemento Longitud de onda ( Å )
y O2 _ 8987.65 C Fe 4957.61
Z O2 _ 8226.96 F Hβ_ _ 4861.34
A O2 _ 7593.70 d Fe 4668.14
B O2 _ 6867.19 mi Fe 4383.55
C Ha _ 6562.81 GRAMO' Hγ _ 4340.47
a O2 _ 6276.61 GRAMO Fe 4307.90
D1 _ N / A 5895.92 GRAMO California 4307.74
D2 _ N / A 5889.95 h H δ 4101.75
D3 o d Él 5875.618 H Ca II 3968.47
mi hg 5460.73 k Ca II 3933.68
mi 2 Fe 5270.39 L Fe 3820.44
segundo 1 miligramos 5183.62 norte Fe 3581.21
segundo 2 miligramos 5172.70 PAGS Ti II 3361.12
segundo 3 Fe 5168.91 T Fe 3021.08
segundo 4 Fe 5167.51 t Ni 2994.44
segundo 4 miligramos 5167.33

En la tabla, los símbolos Hα, Hβ, Hγ y Hδ denotan las primeras cuatro líneas de la serie de Balmer del átomo de hidrógeno . Las líneas D 1 y D 2  son el conocido "doblete de sodio" , un par de líneas solares bien definidas.

Cabe señalar que en la literatura hay contradicciones en algunas designaciones de líneas. Por lo tanto, el símbolo d denota tanto la línea azul de hierro 4668.14 Å como la línea amarilla de helio (también denotada por D 3 ) 5875.618 Å. La línea e puede pertenecer tanto al hierro como al mercurio. Para evitar ambigüedades, siempre debe especificar el elemento al que pertenece la línea, por ejemplo, "línea e de mercurio".

No todos los elementos del Sol fueron identificados inmediatamente. A continuación se enumeran dos ejemplos.

  • En 1868, Norman Lockyer y Pierre Jansen observaron de forma independiente una línea junto al doblete de sodio (D1 y D2), que Lockyer identificó como un nuevo elemento. Lo llamó Helio , pero no fue hasta 1895 que este elemento se encontró en la Tierra [5] :84–85 ;
  • En 1869, los astrónomos Charles Augustus Young y William Harknessobservó de forma independiente una nueva línea de emisión verde en la corona solar durante un eclipse. Este "nuevo" elemento se ha denominado incorrectamente coronio , ya que solo se ha encontrado en la corona. Recién en la década de 1930, Walter Grotrian y Bengt Edlen descubrieron que la línea espectral a una longitud de onda de 530,3  nm se debe al hierro altamente ionizado (Fe 13+ ) [18] . Otras líneas inusuales en el espectro coronal también son causadas por elementos altamente ionizados como el níquel y el calcio , con la alta ionización debida a la temperatura extrema de la corona solar [1] : 87,297 .

Hasta la fecha, se han enumerado más de 20 000 líneas de absorción para el Sol entre 293,5 y 877,0  nm , pero solo alrededor del 75 % de estas líneas se han asociado con la absorción por los elementos [1] :69 .

Al analizar el ancho de cada línea espectral en el espectro de emisión, se pueden determinar tanto los elementos presentes en la estrella como sus abundancias relativas [7] . Usando esta información, las estrellas se pueden dividir en poblaciones estelares ; Las estrellas de la Población I son las estrellas más jóvenes y tienen la mayor abundancia de metales (nuestro Sol pertenece a este tipo), mientras que las estrellas de la Población III son las estrellas más antiguas con una abundancia de metales muy baja [19] [20] .

Temperatura y tamaño

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 Vienna derivó una expresión que relaciona la temperatura (T) de un cuerpo negro con su longitud de onda máxima de radiación (λ max ) [23] :

b  es el coeficiente de proporcionalidad , llamado constante de polarización de Wien, igual a 2.897771955…× 10 -3  nm • K [24] . Esta ecuación se llama ley de desplazamiento de Wen . Al medir la longitud de onda máxima de una estrella, se puede determinar la temperatura superficial de una estrella [17] . Por ejemplo, si la longitud de onda máxima de radiación de la estrella es de 502  nm , la temperatura correspondiente sería de 5778  K.

La luminosidad de una estrella es una medida de la liberación de energía de radiación durante un cierto período de tiempo [25] . La luminosidad (L) se puede relacionar con la temperatura (T) de la estrella de la siguiente manera:

,

donde R es el radio de la estrella y σ es la constante de Stefan-Boltzmann con el valor: W·m −2 ·K −4 [26] . Así, cuando se conocen la luminosidad y la temperatura (mediante medición y cálculo directos), se puede determinar el radio de la estrella.

Galaxias

Los espectros de las galaxias son similares a los espectros estelares en que están formados por la luz combinada de miles de millones de estrellas.

Los estudios de desplazamiento Doppler de Fritz Zwicky de 1937 de los cúmulos de galaxias han demostrado que las galaxias en un cúmulo se mueven mucho más rápido de lo que sería posible a partir de la masa del cúmulo calculada a partir de la luz visible. Zwicky sugirió que debe haber mucha materia no luminosa en los cúmulos de galaxias, que ahora se conoce como materia oscura [27] . Desde su descubrimiento, los astrónomos han determinado que la mayoría de las galaxias (y la mayor parte del universo) están formadas por materia oscura. En 2003 , sin embargo, 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 contienen; se desconoce el motivo de la ausencia de materia oscura [28] .

En la década de 1950, las fuentes de radio fuertes se asociaron con objetos muy débiles y muy rojos. Cuando se obtuvo el primer espectro de uno de estos objetos, produjo líneas de absorción en longitudes de onda donde no se esperaba ninguna. Pronto quedó claro que lo que se observaba era el espectro normal de la galaxia, pero con un gran corrimiento al rojo [29] [30] . Fueron llamadas fuentes de radio cuasi-estelares, o cuásares , descubiertas por Hong-Yi Chiu.en 1964 [31] . Ahora se piensa que los cuásares son galaxias que se formaron en los primeros años de nuestro universo, con su producción de energía extrema impulsada por agujeros negros supermasivos [30] .

Las propiedades de una galaxia también se pueden determinar analizando las estrellas que se encuentran en ellas. NGC 4550 , una galaxia en el cúmulo de Virgo, tiene más estrellas en contrarrotación que el resto. Se cree que esta galaxia es una combinación de dos galaxias más pequeñas que giran en direcciones opuestas entre sí [32] . Las estrellas brillantes en las galaxias también pueden ayudar a determinar la distancia a una galaxia, lo que puede ser más preciso que el paralaje o las velas 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, por ejemplo, el oxígeno . Por otro lado, el 1% son partículas de polvo, compuestas principalmente por grafito , silicatos y hielo [34] . Las nubes de polvo y gas se llaman nebulosas .

Hay tres tipos principales de nebulosas: nebulosa oscura (también conocida como nebulosa de absorción, también conocida como nebulosa de absorción), nebulosa de reflexión y nebulosa de emisión . Las nebulosas oscuras están compuestas de polvo y gas en cantidades tales que oscurecen la luz de las estrellas 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 los rodean, aunque la luz es más azul; las longitudes de onda más cortas se dispersan mejor que las longitudes de onda más largas. Las nebulosas de emisión emiten luz a determinadas longitudes de onda en función de 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 tenían solo líneas de emisión, no el espectro completo de estrellas. Del trabajo de Kirchhoff , concluyó que las nebulosas deben contener "enormes masas de gas o vapor luminoso" [35] . Sin embargo, hubo varias líneas de emisión que no pudieron asociarse con ningún elemento terrestre, las más brillantes de ellas son líneas con una longitud de onda de 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 se trataba de líneas de emisión de oxígeno altamente ionizado (O + 2 ) [37] [38] . Estas líneas de emisión no se pueden reproducir en un laboratorio porque son líneas prohibidas ; la baja densidad de la nebulosa (un átomo por centímetro cúbico) [34] permite que los iones metaestables se desintegren mediante la emisión de líneas prohibidas en lugar de colisiones con otros átomos [36] .

No todas las nebulosas de emisión ocurren alrededor o cerca de estrellas, donde la radiación estelar provoca ionización. La mayoría de las nebulosas de emisión de gas están formadas por hidrógeno neutro . En su estado fundamental, el hidrógeno neutro tiene dos posibles estados de espín : el electrón tiene el mismo espín que el protón o el espín opuesto . Cuando un átomo pasa entre estos dos estados, emite un cuanto de radiación electromagnética o absorción a una longitud de onda de 21  cm [34] . Esta línea está dentro del rango de radio y permite mediciones muy precisas [36] :

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

Moléculas complejas

El polvo y las moléculas en el medio interestelar no solo interfieren con la fotometría, sino que también hacen que aparezcan líneas de absorción en la espectroscopia. Sus características espectrales son generadas por las transiciones de los electrones constituyentes entre diferentes niveles de energía, o por movimientos de rotación o vibración. La detección generalmente ocurre en el rango de radio , microondas o infrarrojo del espectro [40] . Las reacciones químicas que forman estas moléculas pueden tener lugar en nubes difusas frías [41] o en áreas densas iluminadas por luz ultravioleta [42] . Los hidrocarburos aromáticos policíclicos como el acetileno (C 2 H 2 ) generalmente se agrupan para formar grafito u otro material similar al negro de carbón [43] . También se han encontrado otras moléculas orgánicas como la acetona ((CH 3 ) 2 CO) [44 ] y buckminsterfullerenos(C 60 y C 70 ) [42] .

Movimiento en el universo

Las estrellas y el gas interestelar están unidos por la gravedad y forman galaxias, y los grupos de galaxias pueden estar unidos 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 están alejando de nosotros debido a la expansión del Universo [18] .

Efecto Doppler y corrimiento al rojo

El movimiento de los objetos estelares se puede determinar a partir de su espectro . Debido al efecto Doppler , los objetos que se mueven hacia nosotros se desplazan hacia el lado azul , y los objetos que se alejan de nosotros se desplazan hacia el lado rojo . La longitud de onda de la luz desplazada hacia el rojo es más larga y parece más roja que la fuente. Por el contrario, la longitud de onda de la luz desplazada hacia el azul es más corta y parece más azul que la de la luz original:

donde  es la longitud de onda emitida,  es la velocidad del objeto y  es la longitud de onda observada. Tenga en cuenta que v<0 corresponde a λ<λ 0 , la longitud de onda del desplazamiento hacia el azul. Una línea de absorción o emisión desplazada hacia el rojo aparecerá más cerca del extremo rojo del espectro que una línea estacionaria. En 1913, Westo Slifer determinó que la galaxia de Andrómeda se desplazaba hacia el azul, lo que significa que se estaba moviendo hacia la Vía Láctea. Grabó los espectros de otras 20 galaxias, todas menos 4 de las cuales estaban desplazadas hacia el rojo, y pudo calcular sus velocidades en relación con la Tierra. Edwin Hubble usaría más tarde esta información, así como sus propias observaciones, para determinar la ley de Hubble : cuanto más lejos está una galaxia de la Tierra, más rápido se aleja de nosotros [18] [46] . La ley de Hubble se puede describir mediante la fórmula:

donde  es la velocidad (o flujo de Hubble),  es la constante de Hubble y  es la distancia desde la Tierra. El corrimiento al rojo (z) se puede expresar mediante las siguientes ecuaciones [47] :

cálculo de corrimiento al rojo,
Dependiendo de la longitud de onda Dependiendo de la frecuencia
En estas ecuaciones, la longitud de onda observada se denota como , la longitud de onda emitida como a, la frecuencia observada como y la frecuencia emitida como .

Cuanto mayor sea el valor z, más se desplaza la luz y más lejos está el objeto de la Tierra. A partir de enero de 2013, el desplazamiento hacia el rojo más grande de las galaxias en z ~ 12 se ha detectado utilizando el campo ultraprofundo del Hubble, que corresponde a una edad de más de 13 000 millones de años (la edad del Universo es de aproximadamente 13 820 millones de años) [ 48 ] [49] [50] . Ver aquí para más detalles .

El efecto Doppler y la ley de Hubble se pueden combinar en la ecuación z = , donde c es la velocidad de la luz .

Movimiento peculiar

Los objetos que están atados por la gravedad rotarán alrededor de un centro de masa común. Para los cuerpos estelares, este movimiento se conoce como velocidad peculiar y puede cambiar el flujo del Hubble. Por lo tanto, se debe agregar un término adicional para el movimiento peculiar a la ley de Hubble [51] :

Este movimiento puede causar confusión al mirar el espectro solar o galáctico porque el corrimiento hacia el rojo esperado, basado en la ley simple de Hubble, será oscurecido por un movimiento peculiar. Por ejemplo, la forma y el tamaño del cúmulo de Virgo han sido objeto de serias investigaciones científicas debido a las muy grandes velocidades peculiares de las galaxias en el cúmulo [52] .

Estrellas dobles

Así como los planetas pueden estar unidos gravitacionalmente a las estrellas, los pares de estrellas pueden girar una alrededor de la otra. Algunas estrellas binarias son binarias visuales , lo que significa que se pueden observar orbitando entre sí a través de un telescopio . Sin embargo, algunas estrellas binarias están demasiado cerca unas de otras para ser resueltas [53] . Estas dos estrellas, cuando se observan a través de un espectrómetro , mostrarán un espectro compuesto: el espectro de cada estrella será complejo. Este espectro compuesto se vuelve más fácil de detectar cuando las estrellas tienen la misma luminosidad y diferentes tipos espectrales [54] .

Los binarios espectrales también se pueden detectar por su velocidad radial ; a medida que orbitan entre sí, una estrella puede estar moviéndose hacia la Tierra mientras que la otra se aleja, provocando un desplazamiento Doppler en el espectro compuesto . El plano orbital del sistema determina la magnitud del desplazamiento observado: si el observador mira perpendicular al plano de la órbita, no habrá velocidad radial observada [53] [54] . Por ejemplo, si miras el carrusel de lado, verás que los animales se acercan y se alejan de ti, mientras que si miras directamente desde arriba, solo se moverán en un plano horizontal.

Planetas, asteroides y cometas

Los planetas , asteroides y cometas reflejan la luz de sus estrellas madre y emiten su propia luz. Para los objetos más fríos, incluidos los planetas del Sistema Solar y los asteroides , la mayor parte de la radiación se encuentra en longitudes de onda infrarrojas, que no podemos ver pero que comúnmente se miden con espectrómetros . Para los objetos rodeados por una envoltura gaseosa, como los cometas y los planetas con atmósfera, la emisión y la absorción ocurren en ciertas longitudes de onda en el gas , imprimiendo el espectro del gas en el espectro del sólido. En el caso de planetas con una atmósfera espesa o una cubierta de nubes completa (como los gigantes gaseosos , Venus y la luna de Saturno , Titán ), el espectro depende en gran medida o en su totalidad solo de la atmósfera [55] .

Planetas

La luz planetaria reflejada contiene bandas de absorción debidas a minerales en rocas presentes en cuerpos rocosos, o debido a elementos y moléculas presentes en la atmósfera. Hasta la fecha se han descubierto más de 3.500 exoplanetas . Estos incluyen los llamados Júpiter calientes , así como los planetas terrestres . Se han detectado compuestos como metales alcalinos , vapor de agua, monóxido de carbono , dióxido de carbono y metano mediante espectroscopia [56] .

Asteroides

Según el espectro , los asteroides se pueden dividir en tres tipos principales. Las categorías originales fueron creadas en 1975 por Clark R. Chapman, David Morrison y Ben Zellner , y ampliadas en 1984 por David J. Tolen . En lo que ahora se conoce como la clasificación de Tholen : los asteroides de tipo C están compuestos de material carbonoso. Los asteroides de tipo S están compuestos principalmente de silicatos , mientras que los asteroides de tipo X son "metálicos". Hay otras clasificaciones de asteroides inusuales. Los asteroides de tipo C y S son los tipos más comunes de asteroides. En 2002, la clasificación de Tolen se "transformó" aún más en la clasificación SMASS , aumentando el número de categorías de 14 a 26 para adaptarse a un análisis espectroscópico más preciso de los asteroides [57] [58] .

Cometas

Los espectros de los cometas consisten en el espectro solar reflejado por la capa de polvo que rodea al cometa, así como las líneas de emisión de átomos de gas y moléculas excitadas a la 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 pronunciadas líneas de emisión de cianuros (CN), así como de carbono di- y triatómico (C 2 y C 3 ). [60] . Los cometas cercanos incluso se pueden ver en rayos X , ya que los iones del viento solar que vuelan hacia la coma se cancelan. Por lo tanto, los espectros de rayos X de los cometas reflejan el estado del viento solar y no el estado del cometa [61] .

Véase también

Fuentes

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