Espectroscopía es el estudio detallado de la luz de un objeto. Los espectrómetros son instrumentos que dividen la luz en sus longitudes de onda creando un espectro. Con este espectro, los astrónomos pueden estudiar las líneas de emisión y absorción las cuales son como huellas digitales de los átomos y moléculas. Una línea de emisión ocurre cuando un electrón desciende a una órbita más baja alrededor del núcleo de un átomo y pierde energía. Una línea de absorción ocurre cuando los electrones se mueven a una órbita más alta absorbiendo energía. Cada átomo tiene un espacio único de órbitas y puede emitir o absorber sólamente ciertas energías o longitudes de onda. Esto es el por qué la localización y el espaciamiento de las líneas espectrales son únicos para cada átomo. Los astrónomos pueden aprender mucho sobre un objeto en el espacio gracias al estudio de su respectivo espectro; por ejemplo, pueden aprender de su composición (de lo que está hecho), temperatura, densidad y su movimiento (tanto su rotación así como qué tan rápido se está moviendo hacia nosotros o alejándose).

¿En qué consiste la ley de enrojecimiento?

Una ley de enrojecimiento es realmente una descripción de cómo el polvo interestelar absorbe la luz que pasa a través de él. Cuando la luz de las estrellas pasa a través de una nube de polvo, no sólamente se hace más débil (porque parte de la luz está siendo absorbida) sino también se hace Òmás rojaÓ porque la luz de más corta longitud de onda es afectada más que la luz de más larga longitud de onda. Las nubes interestelares son más eficientes dispersando y absorbiendo luz azul que luz roja, así que mucha menos luz azul logra pasar a través de ellas. Esto hace que las estrellas aparezcan más rojas cuando son vistas a través de una nube de polvo. La ley de enrojecimiento permite a los astrónomos corregir este efecto, e inferir cómo se observaría la estrella sin el polvo atravesándose en el camino de la luz de ésta. Diferentes astrónomos usan diferentes leyes de enrojecimiento, dependiendo de quién ellos piensan que tiene el mejor modelo de exactamente cuánta luz es absorbida en diferentes longitudes de onda. Algunas veces esto crea argumentos y controversia, mientras nadie sepa lo que la ley correcta realmente es. Lograr la versión correcta de la ley es importante, porque esto permite a los astrónomos estudiar las distancias reales y temperaturas de las estrellas en cuestión.

¿Qué es el Cero Absoluto?

A una temperatura de Cero Absoluto no hay movimiento ni calor. El Cero Absoluto es donde todo movimiento atómico y molecular para y es la temperatura más baja posible. Cero Absoluto ocurre a 0 grados Kelvin o -273.15 grados centígrados (Celsius) ó a -460 grados Fahrenheit. Todos los objetos emiten energía térmica o calor a menos que ellos tengan una temperatura de cero absoluto.

¿Qué son los grados Kelvin y Celsius y cómo se relacionan con los grados Fahrenheit?

En los primeros años del siglo dieciocho, Gabriel Fahrenheit (1686-1736) creó la escala Fahrenheit. El estableció el punto de congelamiento del agua a 32 grados y el punto de ebullición a 212 grados. Estos dos puntos formaron los pilares para su escala.

Más tarde en aquél siglo, alrededor de 1743, Anders Celsius (1701-1744) inventó la escala Celsius. Usando los mismos límites o pilares de la escala anterior, él determinó la temperatura de congelamiento a 0 grados y la temperatura de ebullición a 100 grados. La escala Celsius es considerada como un Sistema Universal de Unidades. Es utilizada en la Ciencia y en la mayoría de los países.

Hay un límite para lo más frío que algo pueda estar. La escala Kelvin está diseñada para ir a cero a la mínima temperatura. La relación entre las temperaturass de las escalas son:

K =273.15+C
C=(5/9) *(F-32)
F=(9/5)*C+32

¿Cuál es la diferencia entre luminosidad, magnitud absoluta y magnitud aparente?

La luminosidad de un objeto en el espacio es la cantidad de energía que éste irradia cada segundo en todas direcciones. La luminosidad es también referida como la magnitud absoluta o brillantez absoluta de un objeto. Es la brillantez real de un objeto celeste. La magnitud aparente o brillantez aparente de un objeto es una medida de cuán brillante un objeto parece ser a un observador. Es la cantidad de energía de un objeto en el espacio que alcanza un centímetro cuadrado de un detector cada segundo. La magnitud aparente es también referida como flujo. Esta es una medida de cuán brillante un objeto celestial aparece ante nosotros. La magnitud aparente de un objeto depende de su brillantez real y de su distancia de nosotros.

¿Qué es un Angstrom?

Es una unidad de distancia la cual es comunmente usada para medir la longitud de onda de la luz. 1 Angstrom = 10-10 metros = 0.000,000,000,1 metros. Por ejemplo, la luz visible va de un rango desde 4000 Angstroms (en el azul) a 7000 Angstroms (en el rojo).

¿Qué es una Unidad Astronómica?

Una unidad astronómica (U.A.), es la distancia promedio entre la Tierra y el Sol, la cual es aproximadamente 93 millones de millas o 150 millones de kilómetros. Las unidades astronómicas son usualmente utilizadas para medir distancias dentro de nuestro Sistema Solar. Por ejemplo, el planeta Mercurio está aproximadamente a 1/3 de una U.A. del Sol, mientras que el planeta más lejano, Plutón, está a 40 U.A. del Sol (esto es 40 veces tan lejos del Sol como la Tierra lo está de él).

¿Qué es un año-luz?

La mayoría de los objetos en el espacio están tan lejanos que usando una unidad relativamente pequeña de distancia, tal como una unidad astronómica, no resulta práctico. En su lugar, los astrónomos miden las distancias hacia los objetos que están fuera de nuestro sistema solar en años-luz. Un año-luz (abreviado ly en Inglés) es la distancia que la luz puede viajar en un año en el espacio vacío. La velocidad de la luz es aproximadamente 186,000 millas o 300,000 kilómetros por segundo. Así que en un año la luz viaja una distancia de aproximadamente 5,880,000,000,000 millas o 9,460,000,000,000 kilómetros o 63,240 U.A. Esta distancia es un año-luz. Por ejemplo, la estrella más cercana a nosotros está aproximadamente a 4.3 años-luz de distancia. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, tiene aproximadamente 150,000 años-luz de un extremo a otro, y la galaxia grande más cercana, Andrómeda, está a 2.3 millones de años-luz de distancia.

¿Qué son los minutos de arco y los segundos de arco?

En Astronomía, usamos frecuentemente medidas angulares para describir el tamaño aparente de un objeto en el espacio y las distancias aparentes entre ellos. Frecuentemente estos ángulos son muy pequeños. Los ángulos son también usados para describir la localización de un objeto en el espacio. La medida angular de un objeto es usualmente expresada en grados, minutos de arco o segundos de arco. Justamente como una hora es dividida en 60 minutos, y un minuto en 60 segundos, un grado es dividido en 60 minutos de arco y éste a su vez es dividido en 60 segundos de arco. Para darle a usted una idea de qué tan pequeño es un segundo de arco, imagine la anchura de una moneda de 10 centavos siendo vista desde 2 kilómetros o 1 _ de milla de distancia.

1 grado= 1° = 1/360 de un círculo
1 minuto de arco=1'=1/60 de un grado
1 segundo de arco=1''=1/60 de un minuto de arco= 1/3600 de un grado

Para lograr una estimación del tamaño angular de los objetos en el espacio, usted puede salir durante una noche clara cuando la Luna sea visible en el cielo. Extienda su brazo hacia el cielo. Su puño, a la longitud de su brazo extendido, abarca como 10 grados del cielo; su pulgar cubre aproximadamente 2 grados, y su dedo meñique abarca como 1 grado. Si usted mira hacia la luna, ésta debería cubrir como _ de un grado en el cielo. La Osa Mayor debería abarcar unos 20 grados (dos puños a la longitud del brazo extendido) de un extremo a otro.

¿Qué es resolución espacial?

La resolución espacial de un telescopio depende de la medida de sus lentes o espejos y el tamaño de los pixeles en sus detectores. La resolución es también limitada por la turbulencia del aire (para observatorios terrestres) y por qué tan uniformemente lisa sea la superficie de los espejos o lentes de un telescopio. La resolución espacial de un telescopio es proporcional a la longitud de onda de la luz siendo detectada dividida entre el diámetro del telescopio. Telescopios más grandes tienen mejor resolución espacial. Sin embargo, es el tamaño del telescopio relativo a la longitud de onda lo que realmente cuenta. Entre más larga la longitud de onda, más grande necesita ser el telescopio para lograr una buena resolución.

¿En qué consiste la sensibilidad de un telescopio?

La sensibilidad de un telescopio consiste en la señal más pequeña que éste puede claramente medir desde una fuente en el espacio. Esta es la brillantez mínima que un telescopio puede detectar. Un telescopio con alta sensibilidad puede detectar objetos muy oscuros (fuentes muy débiles), mientras que un telescopio de baja sensibilidad puede solamente detectar los objetos más brillantes en el espacio. Muchos objetos en el espacio son muy oscuros para ser vistos desde la Tierra. Algunos son naturalmente objetos débiles porque no emiten mucha luz. Otros solamente parecen ser débiles porque están a una gran distancia de nosotros. Es importante para un telescopio tener la sensibilidad más grande posible, para así poder observar los muchos diferentes tipos de objetos en el espacio.