Cecilia Payne
Al igual que con todos los grandes descubrimientos y mentes en vías de descubrimiento, son criticados sin fin por un establecimiento dinosaurio cuando se les ocurre un descubrimiento meteórico que puede llevar a la extinción de creencias de larga duración. Tal fue el caso nada menos que con la astrónoma Cecilia Payne, cuyos descubrimientos llevaron a entender que la mayor parte de la masa del universo visible está hecha de hidrógeno y el resto principalmente de helio, algo que el establecimiento detestaba creer.
En consecuencia, Payne sabía que las estrellas, incluido nuestro Sol, están todas básicamente hechas de la misma materia, helio e hidrógeno. Este era un concepto que era muy difícil de comprender a principios del siglo XX, pero como todas las grandes mentes, se adelantó a su tiempo.
Pero lo que es más importante, el descubrimiento de Payne significó algo más. Significaba que cuando los astrónomos observan el espectro de una estrella, realmente nos dice más información sobre la temperatura de la estrella que produce dicho espectro, más que su composición química, ya que de todos modos están hechos del mismo material. Por lo tanto, las estrellas con espectros similares deben tener temperaturas similares. Un espectro es el resultado de la dispersión de un haz de radiación electromagnética de manera que sus componentes se distribuyen en orden de longitud de onda.
El termómetro de Balmer
Cecilia Payne desarrolló un método para determinar la temperatura de las estrellas utilizando sus espectros que ahora se conoce como Termómetro Balmer . El termómetro de Balmer utiliza líneas espectrales de hidrógeno que son visibles para el ojo humano, llamadas líneas de Balmer, para estimar las temperaturas estelares.
Una línea espectral es una línea en un espectro ubicada en una longitud de onda específica cuando un átomo específico absorbe o emite una cantidad característica de energía. Cuando la energía se absorbe en forma de fotón de luz, se forma una línea de absorción oscura en un espectro continuo.
¿Cómo se mide la Distancia entre las Estrellas?
Dado que la luz que realmente forma cualquier espectro dado de una estrella proviene de las capas externas de una estrella, un espectro es, por lo tanto, solo representativo de esas capas y sus temperaturas, por lo que la fuerza de las líneas de Balmer depende de la temperatura de la estrella. Capas superficiales de la estrella.
De manera bastante confusa, las estrellas de temperatura media son las que tienen las líneas de Balmer más fuertes, mientras que las estrellas frías y calientes tienen las líneas de Balmer más débiles. La papilla de gases en una estrella debe tener la temperatura adecuada para absorber felizmente los fotones de la serie Balmer porque las líneas de absorción de Balmer solo pueden ser producidas por átomos que tienen electrones en su segundo nivel de energía.
He aquí por qué esto es así.
Las estrellas relativamente calientes tendrán demasiadas colisiones violentas entre átomos. Esto hará que la mayoría de los átomos en un gas tan caliente tengan sus electrones en niveles de energía más altos que el segundo. Tales niveles de energía son demasiado altos para formar líneas de absorción de Balmer, por lo que estas estrellas tendrán líneas de absorción de Balmer débiles en su espectro. ¡Esta papilla está demasiado caliente!
Por otro lado, una estrella relativamente fría tendrá muy pocas colisiones entre átomos lo suficientemente fuertes como para excitar los electrones de un átomo lejos del nivel de energía más bajo, el estado fundamental. Esto significa que esos átomos no excitados tampoco podrán absorber fotones de la serie Balmer, por lo que las líneas de absorción de Balmer en los espectros de estas estrellas también serán débiles. ¡Esta papilla está demasiado fría!
Sin embargo, las estrellas de alrededor de 10.000 K tienen la cantidad justa de colisiones entre sus átomos para excitar los electrones de estos átomos a su segundo nivel de energía. A esta temperatura y nivel de energía, el gas hidrógeno puede absorber muy bien fotones con longitudes de onda en la serie Balmer, produciendo como resultado líneas espectrales oscuras (de absorción) agradables y fuertes. ¡Ahh, esta papilla es perfecta!
La fuerza de las líneas de absorción
Los cálculos han demostrado a los astrónomos cuán fuertes deberían ser las líneas de Balmer para una estrella con una temperatura determinada. Estos cálculos son la clave para desbloquear la temperatura de una estrella de su espectro.
 |
La curva en su pantalla le muestra las diferentes fortalezas de las líneas de Balmer a distintas temperaturas. Puede decir que cerca de 10,000 K, las líneas de Balmer son más fuertes, como dije antes, pero también debe notar algo que es muy extraño, ¡como si no hubiera tenido suficientes cosas confusas en esta lección!
Observe cómo las líneas horizontales dibujadas con casi cualquier fuerza dada en el eje Y cruzarán dos puntos diferentes en la curva. ¿Cómo sabes entonces qué temperatura tiene la estrella? ¿El superior o el inferior? La clave para desentrañar este misterio radica en buscar otras pistas. Las líneas espectrales de otras sustancias deben examinarse para asegurarse de que está determinando la temperatura correcta.
Al igual que el hidrógeno, la fuerza máxima de la línea espectral de otro elemento difiere con la temperatura, como se muestra en el gráfico. Es decir, al igual que con el hidrógeno, la fuerza de una línea de absorción para una sustancia en particular depende de la temperatura.
¿Qué Evidencia Tenemos del Big Bang?
Digamos que encuentra algunas líneas de Balmer débiles en el espectro de una estrella para la que está tratando de determinar la temperatura. Eso significa que puede ser una estrella muy caliente o fría, pero si también encuentra algunas líneas fuertes de hierro ionizado, según nuestro gráfico, puede decir que debe tener una temperatura de alrededor de 5.800 K, la temperatura de nuestro Sol. Eso significa que es una estrella relativamente genial.
Resumen de la lección
Se puede decir que es una estrella genial gracias al desarrollo de Cecilia Payne de un método para determinar la temperatura de las estrellas utilizando sus espectros, llamado Termómetro Balmer . Un espectro , singular para los espectros, es el resultado de la dispersión de un haz de radiación electromagnética de manera que sus componentes se distribuyen en orden de longitud de onda.
El termómetro de Balmer utiliza líneas espectrales de hidrógeno que son visibles para el ojo humano, llamadas líneas de Balmer, para estimar las temperaturas estelares. Una línea espectral es una línea en un espectro ubicada en una longitud de onda específica cuando un átomo específico absorbe o emite una cantidad característica de energía.
Las líneas de absorción de Balmer solo pueden ser producidas por átomos que tienen electrones en su segundo nivel de energía, lo que significa que las estrellas que están demasiado calientes o frías tendrán líneas de Balmer débiles. Pero debido a que las líneas de Balmer débiles en un espectro pueden ser indicativas de una estrella fría o caliente, las líneas espectrales de otros elementos se utilizan para indicarle al astrónomo la temperatura real de la estrella.
Los resultados del aprendizaje
Obtener información de esta lección puede permitirle:
- Identificar la importante contribución de Cecilia Payne a la astronomía
- Analice el termómetro Balmer y cómo funciona
- Recuerde que las líneas de absorción de Balmer y las líneas espectrales se utilizan para determinar la temperatura de una estrella.
Explora más sobre este tema
Selecciona un tema y sigue aprendiendo...
