1. Composición:
* ¿Qué elementos están presentes? La presencia de líneas de absorción específicas indica la presencia de elementos específicos en la atmósfera de la estrella. Cada elemento absorbe la luz a longitudes de onda únicas, creando una "firma" distinta en el espectro.
* Abundancia: La fuerza de las líneas de absorción nos dice cuánto de cada elemento está presente. Las líneas más fuertes indican una mayor abundancia de ese elemento.
2. Temperatura:
* Niveles de ionización: Las líneas de absorción de algunos elementos aparecen de manera diferente dependiendo de su estado de ionización (ya sea que hayan perdido o ganado electrones). Al analizar el estado de ionización de los elementos en el espectro de una estrella, podemos determinar su temperatura.
* Clases espectrales: Las estrellas se clasifican en clases espectrales (O, B, A, F, G, K, M) en función de su temperatura. Las líneas de absorción presentes en cada clase proporcionan una fuerte indicación de la temperatura de la estrella.
3. Presión:
* ampliación de la línea: Las líneas de absorción se pueden ampliar debido a la presión de la atmósfera de la estrella. Esta ampliación es causada por colisiones entre átomos, que cambian ligeramente las longitudes de onda de la luz que absorben.
* Fuerza de línea: La resistencia de las líneas de absorción también puede verse afectada por la presión. En general, una mayor presión conduce a líneas más débiles.
4. Moción:
* Doppler Shift: Las líneas de absorción se pueden cambiar ligeramente debido al movimiento de la estrella en relación con nosotros. Si la estrella se está moviendo hacia nosotros, las líneas se cambian hacia el extremo azul del espectro (Blueshift), y si se está alejando, las líneas se cambian hacia el extremo rojo (desplazamiento al rojo). Este fenómeno, conocido como el efecto Doppler, nos permite medir la velocidad radial de la estrella (movimiento hacia o lejos de nosotros).
5. Otra información:
* campos magnéticos: Algunas líneas de absorción se dividen en múltiples componentes debido al campo magnético de la estrella. Este fenómeno, conocido como el efecto Zeeman, nos permite estudiar la fuerza y la dirección del campo magnético.
* Rotación: El ancho de las líneas de absorción también puede verse afectada por la rotación de la estrella. La rotación más rápida provoca un perfil de línea más amplio.
En resumen, las líneas de absorción proporcionan una herramienta poderosa para comprender las propiedades físicas de las estrellas, lo que nos permite vislumbrar su composición, temperatura, presión, movimiento e incluso campos magnéticos.
