Una de las mejores visualizaciones jamás producidas del espectro de luz de nuestro glorioso Sol revela algunos agujeros misteriosos en su variedad de colores.
La mayoría de las miles de líneas oscuras de Fraunhofer en el arco iris solar se han atribuido a diferentes elementos de la atmósfera del Sol que absorben la luz en esa longitud de onda particular.
Pero incluso después de décadas de espectroscopia solar de alta resolución, hay algunas líneas espectrales cuyos orígenes nunca han sido claramente identificados. No es por falta de intentos, sino que nuestro Sol es una bestia obstinada y astuta cuyos secretos son sorprendentemente difíciles de descubrir.
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Aunque nuestro Sol parece brillar con luz blanca, los detalles de su espectro completo son mucho más complejos. La siguiente imagen muestra el espectro solar completo, compilado a partir de observaciones obtenidas en el Observatorio Solar Nacional de EE. UU. en Kitt Peak en la década de 1980.
Hay varias cosas notables sobre el espectro. Uno que puede notar de inmediato es que la luz es más brillante en longitudes de onda de color amarillo-verde, a pesar de que los rayos del Sol parecen completamente incoloros en el cielo (aunque no salga a mirarlo sin protección para los ojos).
Otra característica obvia es la presencia de manchas oscuras. Estas son las líneas Fraunhofer, que llevan el nombre del físico alemán Josef von Fraunhofer, quien las documentó en 1814. Las conocemos desde hace más de 200 años y su mecanismo se comprende bastante bien.
Son líneas de absorción y se pueden ver características similares en todas las estrellas y galaxias para las que se pueden obtener espectros. Son causadas por la absorción de fotones en esa longitud de onda por átomos y moléculas en la atmósfera solar. Diferentes elementos absorben diferentes longitudes de onda de luz; un patrón específico de líneas de absorción puede servir como huella digital de ese elemento.
Es una forma muy inteligente de descubrir qué elementos están presentes en una estrella o galaxia o incluso en la atmósfera planetaria, pero es bastante más difícil de lo que parece, especialmente si hay múltiples huellas dactilares visibles y superpuestas.
Aun así, se han identificado la mayoría de las líneas de Fraunhofer, y así es como sabemos que el Sol (predominantemente hidrógeno y helio, como todas las estrellas) también tiene un montón de sustancias como oxígeno, sodio, calcio e incluso trazas de mercurio.
frameborder=”0″ enable=”accelerómetro; reproducción automática; escritura en portapapeles; medios cifrados; giroscopio; imagen en imagen; compartir web” referrerpolicy=”origen-estricto-cuando-origen-cruzado” enablefullscreen>Tampoco se trata de una curiosidad vana. Cuando nació el Universo, estaba formado casi exclusivamente por hidrógeno y un poco de helio.
En realidad, ese sigue siendo el caso, pero en un grado ligeramente menor, porque una vez que nacieron las estrellas, comenzaron a romper átomos en sus núcleos para formar elementos más pesados. Luego, cuando esas estrellas murieron, no sólo dispersaron esos elementos más pesados en el espacio, sino que sus violentas explosiones crearon elementos aún más pesados.
Las generaciones posteriores de estrellas incorporaron esos materiales a su propia formación. El número y la disposición de elementos más pesados que el helio en una estrella son herramientas mediante las cuales los científicos pueden calcular la edad de esa estrella. Cosas ingeniosas.
Debido a que el Sol es la estrella más cercana a la que tenemos acceso, es la estrella de la que tenemos los datos espectrales más detallados.
A pesar de esta gran cantidad de datos, cientos de características de absorción observadas siguen sin coincidir con la química que las creó, o son inconsistentes con los espectros sintéticos: un conjunto de características de absorción generadas al modelar un Sol sintético en función de su temperatura, gravedad, estructura atmosférica y otras características.
Hay varias razones para esto, claramente documentadas en un artículo de 2017 que investiga un conjunto específico de líneas faltantes.
Posiblemente lo que más contribuye al enigma es que las bases de datos actuales de líneas atómicas y moleculares, aunque grandes, están lejos de estar completas. Determinar la huella espectral de un átomo o molécula específica a menudo requiere pruebas y verificación, y algunos grupos, como el grupo del hierro, son particularmente complejos.
Pero el propio Sol también es una gran parte del problema, con una atmósfera dinámica y variable dominada por la convección y campos magnéticos tremendamente cambiantes que pueden interferir con la aparición de características de absorción.
El resultado es un conjunto de líneas misteriosas en el espectro solar en longitudes de onda que no coinciden con los espectros sintéticos y no pueden atribuirse a ninguna absorción atómica o molecular conocida.
Y, sinceramente, es bastante interesante que, incluso después de siglos de estudio, la estrella más cercana a la Tierra tenga algunos misterios intrincados que aún tenemos que desentrañar, misterios que, al menos en un nivel superficial, parecen más solucionables de lo que son.
La buena noticia es que cada día estamos más cerca de encontrar respuestas. A este progreso contribuyen mejores instrumentos, bases de datos cada vez mayores de líneas espectrales y modelos atmosféricos mejorados del Sol. Y cada discrepancia entre los espectros real y sintético es una pista que nos dice cómo podríamos mejorar nuestros modelos.
Al mismo tiempo, probablemente nunca terminemos de estudiar nuestro Sol. Eso también es algo maravilloso.