Actualmente estoy estudiando las líneas espectrales y vi en mis notas que la forma en que se midió el espectro de la línea de absorción de una estrella fue tomando su luz y haciéndola pasar a través de un gas frío. La luz restante mostraría un espectro de cuerpo negro con líneas oscuras en las longitudes de onda que corresponden a una diferencia exacta en los niveles de energía entre dos orbitales para un electrón.
Mi pregunta es, ¿no se supone que este tipo de espectroscopia identifica la composición elemental de la estrella? Me parece que esto identificaría qué elementos estaban en el gas frío.
Nota: estoy preguntando si los espectros de absorción medidos representan las estrellas o el gas frío. Si mide las estrellas, ¿por qué? ¿Cambiar el gas no cambiaría las longitudes de onda a las que los electrones harán una transición?
La idea de hacer brillar la luz desde una fuente (caliente) a través de un gas frío es un modelo muy básico de cómo es una atmósfera estelar.
El campo de radiación emitido por las capas interiores más calientes tiene que atravesar capas exteriores más frías antes de llegar a nosotros. Así es como las líneas de absorción se imprimen en lo que de otro modo sería un continuo sin rasgos distintivos. En otras palabras, la radiación de la estrella es autoabsorbida por sus capas exteriores más frías.
Una buena forma de ver esto es que los fotones que recibimos provienen de la capa en la que la profundidad óptica (a esa longitud de onda) es aproximadamente la unidad. es decir, vemos hacia abajo en la atmósfera hasta un camino libre medio para un fotón de esa longitud de onda.
Debido a que el interior solar se calienta a medida que avanzamos hacia el interior y el campo de radiación se aproxima a una función de cuerpo negro de Planck, entonces, si el camino libre medio es largo en una longitud de onda particular, vemos más profundo, más caliente y, por lo tanto, más brillante. Por otro lado, si el camino libre medio es corto (por ejemplo, porque hay una transición radiativa de algún tipo de átomo en esa longitud de onda y ese elemento existe en la atmósfera), entonces nuestra vista será hacia profundidades más someras y temperaturas más frías, es decir, luz menos intensa.
El camino libre medio será proporcional a la densidad numérica de ese tipo particular de átomo y, por lo tanto, al medir la fuerza de las líneas de absorción obtenemos no solo la indicación de la presencia de una especie particular de átomo, sino también su densidad numérica (también conocida como su abundancia).
No hay que confundirse entre la forma en que podemos crear un espectro de absorción en el laboratorio (haciendo radiación con un espectro continuo que pasa a través de un gas frío) y la forma en que se forman los espectros de absorción en la fotosfera de una estrella o por absorción por las atmósferas de los planetas o gases interestelares. En el caso de la astrofísica, los espectroscopistas sólo tienen que recoger la luz procedente de fuentes lejanas.
No es necesario utilizar una capa absorbente adicional que no pueda decir nada sobre la composición de los objetos lejanos. Las líneas de absorción en el espectro solar fueron observadas por primera vez por Fraunhofer a mediados del siglo XIX. La información básica inicial sobre la espectroscopia de absorción se puede encontrar en esta página de wikipedia .
Actualmente estoy estudiando las líneas espectrales y vi en mis notas que la forma en que se midió el espectro de la línea de absorción de una estrella fue tomando su luz y haciéndola pasar a través de un gas frío.
El espectro de absorción de una estrella se genera cuando la luz procedente del interior de la fotosfera pasa a través de la atmósfera exterior "fría" de la estrella (donde "frío" en este contexto simplemente significa que la gran mayoría de los átomos se encuentran en el estado fundamental, lo que puede ser bastante caliente para los estándares humanos). Para obtener el espectro de absorción de la estrella, simplemente medimos directamente la luz que viene hacia nosotros.