ASTRONOMIA - El Sol
PRESION. Con relación a la misma, es de saber que, cuando el cuerpo radiante o absorbente
en los espectros de absorción está sometido a presiones elevadas, algunas de sus rayas
espectrales se ensanchan y desvían generalmente hacia el rojo. Las hay tan sensibles a este
efecto que, gracias a ellas, se puede distinguir el espectro del hierro, fotografiado al nivel del
mar, del obtenido a 2.000 metros de altura. El mismo hecho de que este corrimiento no afecte
por igual a todas las rayas, sino a unas mucho y a otras poco o casi nada, permite distinguir
este efecto de otros, debidos a muchas otras causas.
MAGNETISMO Y TEMPERATURA. Por lo que al magnetismo ahora se refiere, es de saber
que, en las fuentes luminosas sometidas a la acción de un campo magnético, las rayas
espectrales se desdoblan en varias componentes, dos o tres en la mayoría de los casos: es el
llamado efecto Zeeman. Una de las rayas espectrales más intensamente afectadas por la
acción del campo magnético es la correspondiente a la longitud de 6.173 unidades ángstrom
en el espectro del hierro. Ahora bien, como la luz de ciertas rayas así desdobladas presenta
señales de estar polarizada, de aquí otro punto de apoyo para el conocimiento de la
naturaleza del campo magnético que actúa sobre el foco emisor.
En cuanto al conocimiento de la temperatura por los espectros, es de saber que la energía
total de las energías calorífica, luminosa, actínica o ultravioleta alcanza su máximo" en
distintos puntos del espectro, según sea la temperatura del foco emisor. Así, para un foco de
2.000º, dicha energía máxima corresponde a las rayas procedentes de ondas de 14.000 Aº de
longitud, en la región del infrarrojo; para un foco a la temperatura de 6.000º la energía
máxima se halla en la región amarilla del espectro; en tanto que, si la temperatura del foco
alcanza 20.000°, la energía máxima se corre a la región ultravioleta hacia los 1.300 Xº de
longitud de onda.
Otra manera de conocer la temperatura de emisión de los focos luminosos se funda en el
hecho de que no todos los cuerpos emiten todas sus rayas espectrales, ni con la misma
intensidad, a cualquier temperatura. Así, entre las rayas del magnesio, la correspondiente a
la longitud de onda 4.481 X° aparece con toda claridad cuando se analiza la luz producida
por el salto de la chispa entre dos reóforos de este metal; pero permanece del todo invisible
cuando la luz procede de un arco voltaico o de un mechero.
ESPECTRO Y VELOCIDAD RADIAL. Mediante las rayas espectrales es dado conocer el
estado de movimiento o de reposo del foco luminoso que las origina, o sea, la llamada
velocidad radial, que es el movimiento de los cuerpos luminosos en dirección al observador.
Para ello se determina el corrimiento de las rayas espectrales, comparándolas con las de un
foco de luz de la misma naturaleza, pero fijo. Si las rayas se corren hacia el violeta, señal que
el cuerpo luminoso se acerca al observador, y si las rayas se corren hacia el infrarrojo, señal
que el cuerpo luminoso se aleja del observador, de conformidad con el principio de
DopplerFizeau.
Naturalmente, las mediciones de los corrimientos de las rayas espectrales exigen
instrumentos delicadísimos, como el espectrogoniómetro y el microscopio. En la región
violada del espectro un corrimiento de un ángstrom, o sea, de una diezmillonésima de
milímetro, equivale a una velocidad radial del foco de 80 kilómetros por segundo.
El análisis espectral ha puesto de manifiesto la existencia en el Sol de una gran parte de los
elementos o cuerpos simples que integran nuestro planeta, lo cual se ha conseguido
examinando la luz del Sol y comparándola con la que emiten los cuerpos incandescentes de
la Tierra. El espectro que ofrece la luz solar descompuesta es de los llamados de absorción, en
los que los siete colores del arco iris aparecen atravesados por multitud de rayas oscuras,
denominadas rayas espectrales.
Las mayores dimensiones del espectro solar obtenido con las
redecillas o cratículos de
difracción de Rowland, o sea, con las placas metálicas surcadas de infinidad de rayas (desde
500 hasta 1.000 por milímetro), oscilan alrededor de 13 metros, y el número de rayas que en
ellos se ha podido precisar pasa de 20.000.
Hasta ahora han sido identificados en el Sol gran parte de los elementos terrestres, como
hierro, níquel, cinc, plata, cobre, plomo, calcio, hidrógeno, etc. En cambio, no se ha
encontrado en el Sol la más pequeña traza de oro, ni de ningún cuerpo compuesto, al menos
en las regiones bajas, porque la elevadísima temperatura allí reinante mantiene
constantemente a los elementos en estado de disociación, siendo, por tanto, inútil buscar en
el Sol agua y otras combinaciones que tanto abundan en la Tierra.
