Por @Wicho — 28 de Junio de 2007

Series como C.S.I. nos han familiarizado con los análisis de ADN, mediante los cuales es posible identificar cualquier resto biológico encontrado en una escena del crimen siempre que haya alguna muestra con la que compararlo debido a que la composición de los genes de cada uno de nosotros es única, a menos que estemos hablando de gemelos, trillizos o similares.

La APOD del pasado domingo, All the Colors of the Sun, que recoge el espectro de absorción del Sol en la parte correspondiente a la luz visible, me recordó mucho a estos análisis de ADN, porque estos espectros son los que permiten a los astrónomos identificar los componentes de nuestro Sol, de cualquier estrella, o, en general, de cualquier objeto que emita una radiación electromagnética (no confundir con la radiación nuclear).

Espectro de absorción solar © Nigel Sharp (NSF), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

Simplificando un poco el tema, y que me perdonen físicos, astrónomos y demás profesiones asociadas, esto es así gracias a que cuando se calientan (o, en general, cuando reciben energía) cada uno de los elementos de la tabla periódica emite radiaciones electromagnéticas que debido a la estructura interna del elemento en cuestión presentan más intensidad en determinadas frecuencias, conocidas como líneas espectrales, y a cuyo conjunto se denomina espectro de emisión, como por ejemplo se ve en estos dos, que corresponden al hidrógeno y al hierro, y que igual que el ADN es propio de cada persona en el caso de los espectros de emisión estos son propios de cada elemento:

Espectro de emisión del Hidrógeno

Espectro de emisión del Hierro

Sin embargo, cuando estos elementos están presentes en forma de gas relativamente frío entre una fuente de luz y el observador, lo que se produce es el efecto contrario, que hace que estos elementos absorban energía con más intensidad precisamente en las mismas frecuencias características de su espectro de emisión, provocando bandas negras o más oscuras en el espectro, y en este caso hablamos de un espectro de absorción, que serían como los dos anteriores pero con líneas negras en los lugares en los que estos las tienen brillantes, algo así como un negativo del espectro de emisión.

En el caso del Sol el primero en observar estas líneas de absorción en su espectro visible fue William Hyde Wollaston en 1802, aunque fue Joseph von Fraunhofer, quien las descubriría independientemente en 1814, el primero en estudiarlas y catalogarlas, por lo que hoy en día se conocen como líneas de Fraunhofer.

Serían Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen, quienes descubrieron lo que comentaba más arriba de que cada elemento químico tiene su propio espectro de emisión, los que a su vez dedujeron que las bandas oscuras del espectro solar tenían que estar causadas por la absorción de los elementos de las capas más externas -y relativamente frías- del Sol, aunque algunas de ellas están también causadas por las moléculas de oxígeno de la atmósfera terrestre.

Esto nos ha permitido identificar unos 60 elementos presentes en el Sol, y de hecho el Helio se descubrió antes en el Sol que en la Tierra, aunque hoy en día todavía no sabemos qué es lo que causa algunas de las bandas de absorción del espectro solar, ya que lo que vemos en realidad son un montón de espectros de absorción superpuestos en los que muchas bandas se solapan, lo que complica la identificación de los elementos que las provocan, igual que cuando se estudia el espectro de una estrella u objeto más lejanos, ya que los gases que se encuentre en el camino imprimirán sus propios espectros de absorción a la luz que nos llega.

Así que por mucho que admire a Grisson y sus muchachos, lo de los astrónomos tiene bastante más mérito y le da una nueva dimensión a aquello de «si hay que ir se va, pero ir "pa ná" es tontería».

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