IX. EL SURGIMIENTO DE LA ASTROF�SICA

INTRODUCCI�N

A PESAR de la considerable actividad desarrollada por el creciente n�mero de astr�nomos y f�sicos que durante el siglo XIX buscaron determinar en forma definitiva la estructura c�smica, sus trabajos no pudieron establecer una diferenciaci�n clara entre lo que era nuestro sistema estelar y lo que formaba al resto del Universo. Sin embargo, sus investigaciones s� generaron valiosos debates acerca de temas como la extensi�n y forma de nuestra galaxia, la finitud o infinitud c�smica o la posible existencia de universos-islas. Todo esto enriqueci� de manera notable el acervo astron�mico a fines del siglo XIX.

Al tiempo que los astr�nomos buscaban respuestas a estos problemas, especialistas de otras �reas del conocimiento hac�an grandes esfuerzos en el terreno tecnol�gico para desarrollar fuentes de energ�a eficientes y acordes al crecimiento industrial del siglo XIX. Mientras, en los laboratorios de muchas universidades se realizaban investigaciones que permitieron fundamentar disciplinas como la qu�mica, la termodin�mica y el electromagnetismo. Ese vasto trabajo t�cnico y cient�fico tuvo enormes repercusiones, pues no s�lo modific� nuestros conceptos sobre la naturaleza, sino que cambi� en forma profunda la estructura social del mundo occidental.

Uno de los muchos logros de esa actividad fue que se dot� a los astr�nomos de instrumentos que les permitieron investigar la composici�n qu�mica de los cuerpos celestes, hecho que sin lugar a dudas abri� toda una nueva gama de posibilidades, pues por primera vez en la historia de la astronom�a fue posible determinar de qu� est� hecho el Universo.

Como se ver� en este cap�tulo, parte importante del trabajo astron�mico desarrollado el siglo pasado sigui� relacion�ndose con la antigua inquietud por saber cu�l es el sitio que ocupamos en el Universo, pero gracias a los nuevos hallazgos cient�ficos y tecnol�gicos ese problema pudo ser enfocado de manera diferente, ya que fue posible ir m�s all� de la medici�n de las posiciones, los brillos y las distancias estelares, y pasar al terreno de la determinaci�n de par�metros f�sicos como la temperatura, la luminosidad y la composici�n qu�mica de los cuerpos celestes.

UN COMP�S DE ESPERA

Para continuar el camino de los avances logrados en el siglo XVIII sobre la forma de nuestro sistema estelar, buena parte del trabajo observacional realizado durante el XIX se encamin� a determinar de manera precisa el mayor n�mero posible de distancias estelares, con el fin de calcular la distribuci�n espacial real que las estrellas tienen en el cielo. Este �ltimo problema, que en principio deber�a ser f�cil de resolver, pues para ello bastar�a contar el n�mero de estrellas que hay en la b�veda celeste, en la pr�ctica es categ�ricamente irresoluble, ya que el n�mero de astros de una magnitud determinada que pueden observarse en el campo de visi�n de cualquier telescopio, aumentar� al disponer de otro de mayor poder de penetraci�n.

Esfuerzos tit�nicos como el que realiz� Herschel, quien cont� m�s de 5 000 000 de estrellas contenidas en �reas preseleccionadas del cielo, est�n muy lejos de cubrir toda la b�veda celeste, as� que la determinaci�n de la distribuci�n estelar de la Galaxia necesariamente ha tenido que hacerse utilizando m�todos estad�sticos. Seg�n esta metodolog�a se realizan observaciones para obtener conjuntos de datos lo m�s completo posibles en unas cuantas direcciones del firmamento, a las que se considera representativas de lo que ocurre en el resto del cielo. Con esos resultados y despu�s de hacer algunas suposiciones que los astr�nomos consideran adecuadas, se extrapola la informaci�n obtenida para determinar as� una distribuci�n estelar que ser� tomada como representativa.

Para lograr una buena estimaci�n de ese par�metro fue necesario disponer de cat�logos estelares que adem�s de incluir un alto n�mero de estrellas contuvieran sus posiciones y otros datos determinados en forma muy precisa. Por ello, desde mediados del siglo pasado los astr�nomos dieron gran importancia a esta tarea, lo que contribuy� a desarrollar amplias investigaciones sobre la forma y estructura del Universo, ya que, a pesar de trabajos como los de Herschel, faltaba mucho por hacer. As�, por ejemplo, Friedrich Georg Wilhelm Struve (1793-1864), despu�s de considerar los novedosos datos publicados en diversos cat�logos, y en especial los resultados que obtuvo con el excelente telescopio refractor del Observatorio de Pulkovo, afirm� en 1847: "si consideramos todas las estrellas fijas que rodean al Sol como si formaran un gran sistema, estamos en la mayor ignorancia respecto a su extensi�n y no tenemos la menor idea de su forma externa"

La gran cantidad de observaciones realizadas por Struve le llev� a corroborar el descubrimiento hecho por Herschel sobre la existencia de sistemas estelares dobles y m�ltiples. Fue as� como public� varios cat�logos que, entre otras cosas, sirvieron para probar que ese tipo de sistemas son en realidad muy comunes, y que se encuentran gobernados por la misma fuerza atractiva que mantiene a los planetas orbitando alrededor del Sol. A pesar de sus afirmaciones de 1847, sus investigaciones resultaron de gran importancia para ayudar a entender la estructura de la Galaxia, ya que sus observaciones de m�s de 120 000 estrellas sirvieron para conocer mejor la distribuci�n estelar en torno a la V�a L�ctea.

Por esas fechas la discusi�n sobre si el Universo era finito o infinito se centr� en el terreno te�rico en torno a la llamada paradoja de Olbers. Este astr�nomo alem�n public� en 1826 un art�culo donde llamaba la atenci�n sobre un hecho en apariencia trivial, pero que en realidad iba directamente en contra de una de las principales caracter�sticas del modelo newtoniano del Universo, la que establec�a que �ste es uniforme. Olbers se�al� que el cielo nocturno es oscuro. La paradoja radica precisamente en este hecho, pues si el Universo estuviera poblado por estrellas distribuidas uniformemente como se supon�a en aquella �poca, el cielo nocturno no podr�a ser oscuro.

El razonamiento seguido por Olbers para demostrar que el cielo nocturno deber�a ser tan brillante como el diurno fue: si se considera un volumen esf�rico centrado en la Tierra, cuyo radio sea suficientemente grande para contener un n�mero importante de estrellas, siempre ser� posible considerar otras esferas conc�ntricas de mayor radio. Estas envolver�n a la primera con capas sucesivas, tal y como ocurre con una cebolla, s�lo que en este caso se tendr�a una cebolla de dimensiones infinitas, formada por un n�mero infinito de capas.

Como el radio de cada una de esas capas es finito, su volumen tambi�n lo ser�, aumentando en proporci�n directa al cuadrado de su radio, por lo que para un universo con una distribuci�n estelar uniforme se cumplir� que el n�mero de estrellas contenidas en cada una de esas capas crezca en forma proporcional a su volumen. Dicho de otra manera, el n�mero de estrellas contenidas en una capa cuyo radio fuera el doble de la que le precede ser�a cuatro veces mayor. Por otra parte, la intensidad luminosa recibida de cualquier estrella en la Tierra es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que nos separa de ella. Esto significa que si se consideran dos estrellas iguales, una de ellas localizada al doble de distancia que la otra, de la m�s alejada solamente recibiremos una intensidad luminosa que ser� la cuarta parte de la que nos llega de la m�s cercana.

Por estas circunstancias ambos efectos se cancelan, ya que si bien el n�mero de estrellas contenidas en una esfera aumenta proporcionalmente al cuadrado de su radio, la intensidad luminosa recibida en el centro de ella, proveniente de sus estrellas, disminuye en forma inversa al cuadrado de ese mismo radio, lo que har� que la intensidad total resultante de todas las estrellas contenidas en una capa particular no dependa del radio de la capa.

Como el n�mero de capas conc�ntricas puede ser tan grande como se quiera, la intensidad luminosa en su centro podr� tambi�n ser tan grande como se quiera, siempre y cuando se considere el n�mero de capas necesarias para ello. As�, al tomar un volumen del firmamento finito, pero suficientemente grande para contener el n�mero de estrellas necesarias para que su luz sumada iguale a la del Sol, el cielo nocturno tendr�a que ser tan brillante como el diurno. M�s a�n, bajo la hip�tesis de un universo uniforme e infinito como la que se ten�a en el siglo pasado, deber�a ocurrir que el flujo total de radiaci�n (luz, calor, etc.) que llega al centro de las esferas, que en este caso es el lugar donde se encuentra el observador, ser�a infinito, lo que afortunadamente no sucede, pues un flujo de energ�a de esa naturaleza nos habr�a quemado instant�neamente.

El an�lisis de esta paradoja y sus implicaciones cosmol�gicas ha tenido gran importancia en el desarrollo de nuestras ideas sobre el Universo, sin embargo, no es �ste el lugar para revisar detenidamente las diversas interpretaciones y soluciones que se le han dado. Por ahora b�stenos se�alar que en la b�squeda de respuestas a lo planteado por Olbers se han invocado tanto aspectos filos�ficos como fen�menos f�sicos. �l mismo pens� que una forma de resolver esta cuesti�n era suponer la existencia de un gas tenue que llenara los espacios interestelares. Las propiedades f�sicas de este material ser�an tales que absorber�a la radiaci�n procedente de las estrellas conforme �sta fuera desplaz�ndose a trav�s de dicho medio. Como se ver� m�s adelante, esta suposici�n no fue la respuesta a la paradoja, pero s� sirvi� como gu�a para encontrar que, en efecto, el espacio entre las estrellas no est� vac�o. Ahora se sabe que en �l se encuentra material absorbente que ha mostrado ser de gran importancia en los estudios sobre la distribuci�n estelar.

Otro elemento que contribuy� a enriquecer las investigaciones sobre las dimensiones c�smicas fue el trabajo observacional realizado por William Parsons conde de Rosse (1800-1867), quien desde 1840 cont� con los telescopios m�s grandes de su �poca, que le permitieron describir la estructura de cierto n�mero de objetos nebulosos previamente descubiertos por Herschel. Parsons vio que no todos eran del mismo tipo, ya que algunos eran irregulares, extendidos, difusos y con un claro aspecto lechoso. Adem�s mostraban la presencia de estrellas muy brillantes aparentemente embebidas en ellos. Tal era el caso de la llamada "Nebulosa de Ori�n" (figura 49). El otro grupo se formaba por objetos que eran menos extendidos y mostraban una estructura muy peculiar. Este segundo tipo de nebulosas no presentaban estrellas de gran brillo asociadas a ellas.

Figura 49. La Nebulosa de Ori�n. Por su relativa cercan�a y por su espectacularidad, este es uno de los objetos m�s estudiados por los astr�nomos. Su distancia es de 1 500 a�os luz, tiene un di�metro del orden de 30, y se caracteriza por contener un alto n�mero de estrellas j�venes, lo que indica que no debe tener m�s de 20 000 a�os.

Figura 50. Dibujo de la galaxia espiral M 51 Hecho por Parsons. Comp�rese con la fotograf�a de la figura 80.

Utilizando un telescopio reflector de 1.8 metros de di�metro, en 1850 vio una docena de las nebulosas del segundo tipo con una forma espiral bien definida. Entre ellas destacaba especialmente la conocida como M 51,⁴⁹ de la que hizo un dibujo muy detallado que mostraba claramente su estructura (figura 50). Parsons afirm� que tal tipo de nebulosas representaba un fen�meno b�sicamente distinto de lo que ocurr�a en nuestra galaxia, aunque ahora sabemos que no es as�.

La diferenciaci�n observacional que este astr�nomo estableci� entre nebulosas espirales y nebulosas gaseosas fue fundamental para quienes intentaban determinar la estructura de la V�a L�ctea, ya que, como el mismo Herschel hab�a hecho notar a�os antes, la distribuci�n que esos dos tipos de objetos tienen en el cielo es bien diferente, pues las primeras se localizan fuera del plano de nuestra galaxia, mientras que las segundas est�n contenidas en �l. El descubrimiento de Parsons fue un apoyo observacional muy s�lido para quienes aceptaban la teor�a de los universos-islas enunciada por Kant. Sin embargo, no todos los astr�nomos de mediados del siglo XIX opinaron as�, lo que propici� la discusi�n sobre si tales objetos eran o no extragal�cticos.

Otros observadores sostuvieron la existencia de un universo-isla �nico, que por lo mismo no se diferenciaba en nada de la V�a L�ctea. En sus Lezioni di astronomia, publicadas en Mil�n en 1877, Quirico Filopanti dec�a que para solucionar la paradoja de Olbers hab�a una opci�n �nica, suponer que entre las galaxias exist�a un vac�o absoluto, incluso de �ter —aquella supuesta sustancia que serv�a de soporte material para la transmisi�n de los rayos lum�nicos—, por lo que afirm�: "nuestro cosmos est� rodeado por todos lados por un desierto [vac�o] que no puede ser atravesado por la luz". As�, seg�n esto, todas las nebulosas visibles, aun las identificadas por Parsons como de tipo espiral, necesariamente pertenec�an a la Galaxia, cuyas dimensiones fij� en 3 000 a�os luz. Tambi�n asegur� que esos objetos eran de tama�o mucho menor que nuestro sistema estelar.

IDENTIFICANDO LA COMPOSICI�N QU�MICA DE LOS CUERPOS CELESTES

En 1666 Isaac Newton dio a conocer uno de sus experimentos cl�sicos en �ptica, en el cual demostr� que la luz blanca proveniente del Sol pod�a ser descompuesta en los diferentes colores del arco iris cuando se le hac�a pasar a trav�s de un prisma de vidrio (figura 51). Llam� spectrum (espectro) a la banda luminosa formada por la sucesi�n continua de colores que resultaba de esa descomposici�n de la luz solar. Ese hecho fue considerado solamente como una curiosidad cient�fica por casi dos siglos, hasta que Fraunhofer lo retom� en 1814. Estaba utilizando un espectroscopio formado por un peque�o telescopio y por la combinaci�n de prismas y una rendija met�lica que serv�a para controlar el paso de la luz del Sol, cuando encontr� que el espectro solar mostraba gran n�mero de l�neas oscuras distribuidas a lo largo de �l, atraves�ndolo perpendicularmente a esa direcci�n. Esas l�neas no eran todas iguales, hab�a gruesas y delgadas, y tampoco estaban igualmente espaciadas.

 

ESPECTRO CONTINUO

Figura 51. Descomposici�n de la luz solar mediante un prisma.

Aunque Fraunhofer no pudo explicar la existencia de esas l�neas se dedic� a estudiarlas cuidadosamente, haciendo un mapa detallado de su distribuci�n e indicando las posiciones relativas de m�s de 700. Design� a las nueve m�s prominentes con letras que iban de la A a la K; las del lado rojo del espectro estaban identificadas por las primeras letras de esa serie, mientras que las que ocupaban el lado violeta fueron designadas por las �ltimas letras de la serie. En la actualidad dichas l�neas son llamadas l�neas de Fraunhofer, en honor a este investigador. Sin lugar a dudas el trabajo de ese cient�fico sent� las bases de lo que habr�a de convertirse en la espectroscop�a estelar, disciplina que ha contribuido grandemente a enriquecer la astrof�sica.

Despu�s de esos primeros experimentos Fraunhofer estudi� espectros de otros astros. Vio que el de Venus era pr�cticamente igual al del Sol, lo cual se deb�a a que este planeta refleja la luz solar; lo mismo ocurr�a con los espectros de otros cuerpos del sistema planetario. Sin embargo, al estudiar el espectro de Sirio, que es la estrella m�s brillante de la b�veda celeste, se dio cuenta de que sus l�neas eran algo diferentes de las que aparec�an en el espectro del Sol. Los espectros de otras estrellas tambi�n mostraron diferencias.

Otro descubrimiento importante de Fraunhofer fue encontrar que el espectro de algunas fuentes luminosas producidas artificialmente en el laboratorio tambi�n mostraban l�neas, s�lo que �stas eran brillantes.⁵⁰ En la mayor�a de esos casos los espectros presentaban un par de l�neas intensas que adem�s eran muy cercanas entre s�. Su posici�n correspond�a exactamente con la de una de las l�neas oscuras prominentes que con anterioridad hab�a identificado en el espectro solar como la l�nea D. Fraunhofer tampoco tuvo explicaci�n para este hecho.

Habr�an de pasar m�s de 40 a�os antes de que se entendieran esos hechos. En ese lapso muchos investigadores analizaron los espectros producidos por las estrellas m�s brillantes, y encontraron que algunas l�neas oscuras presentes en ellos coincid�an con ciertas l�neas de Fraunhofer. Por otra parte, en esas fechas los trabajos desarrollados sobre todo en los laboratorios qu�micos comenzaron a mostrar que los espectros pod�an ser utilizados para identificar diversas sustancias. En 1823 John Frederick Herschel (1792-1821), hijo del ya citado William Herschel, y tambi�n astr�nomo, realiz� estudios sobre los espectros producidos por diversas sales cu�ndo �stas eran evaporadas por el fuego. Se dio cuenta de que el color que cada una de ellas produc�a en la flama era diferente, y que en algunos casos era posible identificar la sal utilizada s�lo mediante el an�lisis de los colores del espectro que produc�a.

En 1859 Gustav Kirchhoff (1824-1887) y Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899), profesores de f�sica y qu�mica, respectivamente, en la universidad alemana de Heidelberg, realizaron experimentos que permitieron al primero descubrir las leyes del an�lisis espectral, que establecen una relaci�n entre la capacidad que tienen los cuerpos de emitir y absorber energ�a. Estos investigadores hicieron pasar a trav�s de un prisma la luz que se produc�a en el laboratorio cuando calentaban con una llama un alambre de platino impregnado con sustancias como azufre, magnesio y sodio. Kirchhoff se percat� de que cada elemento mostraba l�neas brillantes peculiares en su espectro (figura 52). El sodio, por ejemplo, indefectiblemente mostraba en la parte amarilla de su espectro la presencia de dos l�neas muy intensas y pr�cticamente una al lado de la otra. Adem�s not� que esas l�neas ca�an exactamente en el mismo lugar que ocupaba la l�nea D de Fraunhofer en el espectro solar.

Figura 52. Espectros de emisi�n de diferentes elementos qu�micos.

Para tratar de explicar este hecho Kirchhoff y Bunsen hicieron pasar luz solar a trav�s de vapores de sodio, y vieron que las dos l�neas brillantes desaparec�an dejando su lugar a una oscura que era precisamente la l�nea D. Mediante esta experiencia establecieron la correspondencia entre las l�neas del sodio producidas en el laboratorio y la oscura que aparec�a en el espectro solar. De este experimento concluyeron que en la atm�sfera del Sol hab�a sodio. Poco despu�s Kirchhoff continu� esos experimentos para tratar de identificar otros elementos qu�micos presentes en el espectro solar. As�, por ejemplo, reemplaz� en el laboratorio el sodio por el litio y obtuvo una serie de l�neas brillantes diferentes que no pudo hacer corresponder con ninguna de las l�neas oscuras ya conocidas del espectro del Sol, de donde infiri� que en �ste no hab�a litio, o en caso de que lo hubiera, ser�a muy poco. Siguiendo el mismo procedimiento estableci� que el hidr�geno, el magnesio, el calcio, el cobre, el hierro y el cinc estaban presentes en nuestra estrella.

Gracias al surgimiento del an�lisis espectral, por primera vez en la historia de la humanidad fue posible determinar la composici�n qu�mica de los cuerpos celestes. Adem�s se demostr� que algunos elementos qu�micos que hab�a en la Tierra tambi�n estaban presentes en el Sol, lo que dio un rumbo muy definido a quienes trataban de establecer el origen y formaci�n del Sistema Solar. Por otra parte, al mejorar las t�cnicas espectrosc�picas ha sido posible establecer caracter�sticas de los espectros estelares que han permitido clasificar a las estrellas en grupos bien definidos. A este respecto en 1863 Williams Huggins (1824-1910) dijo que, "aunque las estrellas difieren entre s� por la variedad de la materia que las forma, sin embargo todas est�n formadas sobre el mismo modelo de nuestro Sol y se componen, al menos en parte, de los mismos materiales". En efecto, el an�lisis espectral ha demostrado que aunque existe un n�mero incontable de estrellas, todas pueden ser agrupadas en unos cuantos conjuntos (figura 53), lo que sin duda ha contribuido a entender sus procesos de formaci�n y evoluci�n.

Las t�cnicas del an�lisis espectral han resultado tan valiosas, que incluso ha sido posible descubrir nuevos elementos qu�micos en los cuerpos celestes. �ste fue precisamente el caso del helio, que fue encontrado en 1878 en el espectro solar por Norman Lockyer (1836-1910). Al analizar uno de esos espectros, Lockyer hall� una l�nea que no pudo identificar, pues no hab�a sido producida por ninguno de los elementos qu�micos conocidos. Supuso que era un nuevo elemento y lo llam� helio en honor de Helios, dios griego personificaci�n del Sol. No fue sino hasta 1895 que ese elemento se detect� en la atm�sfera terrestre como uno de sus componentes regulares.

Figura 53. Diversos espectros estelares. El superior corresponde a la estrella Sheliak (b Lyr), el siguiente a Altair (a Aql), luego est� Albireo (b Cyg), despu�s esta Aldebar�n (a Tau), a continuaci�n Sheat (b Peg) y finalmente Mira (w Cet).

Otro gran logro del an�lisis espectral fue demostrar la verdadera naturaleza de las nebulosas. Como ya se ha mencionado, desde el siglo XVIII se hab�a especulado sobre la naturaleza de estos objetos, y hab�a sido Parsons quien los hab�a diferenciado en dos grupos morfol�gicos diferentes. Pero a pesar de ello, por aquellas fechas se pensaba que las nebulosas eran conglomerados de estrellas. Huggins obtuvo espectros de algunas nebulosas y encontr� que en ciertos casos estos presentaban l�neas brillantes como las que mostraban los gases incandescentes en el laboratorio, raz�n por la cual se comenz� a pensar que algunas nebulosas no estaban formadas por agrupamientos de estrellas, sino que eran grandes masas gaseosas.

La importancia del an�lisis espectral sigue siendo enorme en la astronom�a. En la actualidad gran parte del trabajo que se desarrolla en los observatorios tiene que ver con la espectroscop�a, por lo cual se siguen dise�ando nuevos tipos de espectr�grafos y se mejoran los existentes. Sin lugar a dudas esta t�cnica es una de las que mayormente han contribuido a cimentar las bases de la astrof�sica.

MIDIENDO LAS VELOCIDADES DE LOS CUERPOS CELESTES

Todos hemos podido comprobar que el tono del sonido emitido por una fuente sonora que se encuentra en movimiento cambia al acercarse o al alejarse. Si el emisor se aproxima el tono se hace m�s agudo; si se aleja, el sonido que registramos ser� m�s grave.

La explicaci�n f�sica de este hecho fue dada en 1841 por el f�sico austriaco Christien Johann Doppler (1803-1853). El sonido es un fen�meno ondulatorio que se propaga a trav�s del aire mediante grupos de ondas. Cuando la fuente emisora se aproxima a nosotros, el n�mero de ondas que percibe nuestro o�do por segundo se incrementa; la frecuencia de �stas aumenta y por tanto percibimos un tono m�s agudo. Si la fuente se aleja, el n�mero de ondas que llegan a nuestro o�do por segundo ser� menor, lo que ocasiona que la frecuencia disminuya y que escuchemos un sonido m�s grave (figura 54).

Figura 54. Explicaci�n del efecto Doppler. Cuando la fuente sonora se acerca, la longitud de onda disminuye, mientras que cuando se aleja aumenta.

Doppler estableci� una relaci�n matem�tica entre el cambio de frecuencia percibido y la velocidad con la que se desplaza la fuente emisora, raz�n por la cual este fen�meno es conocido desde entonces como Efecto Doppler. Ha sido de gran utilidad en el estudio de las velocidades con que se mueven los cuerpos celestes a lo largo de la direcci�n que los une con el observador.

Como la luz tambi�n es un fen�meno ondulatorio, Doppler se�al� que el color de la luz que nos llega de las estrellas deber�a cambiar, dependiendo de si �stas se acercan a la Tierra o se alejan de ella. Para comprobar esta afirmaci�n hubo que esperar a que la espectroscop�a se hallara m�s desarrollada, pues s�lo as� fue posible medir los peque�os desplazamientos que el efecto Doppler predec�a en las posiciones de las l�neas de absorci�n presentes en los espectros estelares.

En cualquier movimiento ondulatorio existe una relaci�n simple entre la velocidad v con la que �ste se desplaza, el tama�o o longitud l de la onda generada, y la frecuencia v de vibraci�n de esa oscilaci�n. Esa relaci�n establece que

v=vl

Cuando se analiza la aplicaci�n del efecto Doppler al caso de la luz proveniente de los objetos estelares, se encuentra que debido al movimiento que los acerca a la Tierra o los aleja de la misma percibimos un cambio en la frecuencia de la luz que recibimos. Si el objeto (una estrella, por ejemplo) se acerca, la frecuencia aumenta igual que ocurre con el sonido, s�lo que en el caso de la luz, las frecuencias m�s altas significan colores desplazados hacia la parte violeta del espectro. Cuando el cuerpo celeste estudiado se est� alejando de nosotros nos llegar� menor n�mero de oscilaciones por unidad de tiempo, lo que hace que disminuya la frecuencia de la luz que recibimos. Veremos entonces al objeto corrido a la parte roja del espectro electromagn�tico, que es la zona m�s grande de las ondas de longitud.

Doppler encontr� que el cambio D l en la longitud de onda de la luz proveniente de una fuente luminosa que se desplaza con una velocidad v, cuando �sta se mueve acerc�ndose o alej�ndose a lo largo de la l�nea de visi�n, est� determinada por la relaci�n

 

Dl		v
	=		,
l		c

donde c es la velocidad de desplazamiento de la luz en el vac�o. Si podemos medir los peque�os cambios en longitud de onda de la luz procedente de un objeto celeste, estaremos entonces en posibilidad de determinar la velocidad con la que ese cuerpo c�smico se mueve. Eso fue lo que intentaron hacer los astr�nomos de la segunda mitad del siglo pasado. Como las principales l�neas de absorci�n presentes en los espectros estelares ya hab�an sido identificadas, y se sab�a qu� elementos qu�micos las produc�an, fue posible compararlas con las l�neas de emisi�n elaboradas en los laboratorios por los mismos elementos (figura 55). Como �stos no se encuentran en movimiento, la comparaci�n directa permite establecer los peque�os cambios D l ocasionados por el desplazamiento de las estrellas.

Figura 55. Espectros de la estrella D Tau, que es la estrella m�s brillante del c�mulo gal�ctico de la Hiadas. Fueron tomados con diferentes tiempos de exposici�n, buscando as� resaltar algunas l�neas. En la parte superior se muestra un espectro de comparaci�n producido por una fuente de laboratorio de Helio-Arg�n.

La primera determinaci�n exitosa de una velocidad radial estelar conseguida por la aplicaci�n de este m�todo se debe a Huggins, quien en 1868 midi� el desplazamiento de la l�nea F en el espectro de Sirio, y determin� que dicha estrella se mov�a con una velocidad de 47 km/s. Posteriormente Hermann Karl Vogel (1842-1907) encontr� que Aldebar�n se acerca al Sistema Solar con una velocidad de 48 km/s, mientras que g Leo se aleja de nosotros a 38 km/s. Este �ltimo astr�nomo pudo demostrar mediante la aplicaci�n del efecto Doppler que el Sol est� en rotaci�n. Lo que hizo fue comparar espectros solares tomados en bordes contrarios (direcci�n Este-Oeste) del disco del Sol y medir el desplazamiento relativo de sus l�neas.

Para darnos cuenta de la importancia que la espectroscop�a ha tenido en el desarrollo de la astrof�sica, baste se�alar que la determinaci�n de las velocidades radiales de los cuerpos celestes ha proporcionado un conjunto de datos tan grande y valioso, que sin ellos nuestras teor�as sobre la evoluci�n del Universo no pasar�an de ser meras especulaciones.