Líneas de absorción:
* Formación: Cuando la luz de una estrella caliente y densa pasa a través de una nube de gas más fría y menos densa, los átomos en la nube absorben longitudes de onda específicas de luz correspondientes a sus niveles de energía únicos. Estas longitudes de onda absorbidas aparecen como líneas oscuras en el espectro continuo de la estrella.
* Explicación: Los electrones en los átomos de las nubes absorben fotones de luz con energías que coinciden con la diferencia entre su estado fundamental y un estado excitado. Esta absorción deja una "brecha" en el espectro, lo que resulta en una línea oscura.
Líneas de emisión:
* Formación: Cuando se calienta una nube de gas, los átomos en la nube se excitan y luego liberan energía emitiendo fotones a longitudes de onda específicas a medida que hacen la transición a su estado fundamental. Estas longitudes de onda emitidas aparecen como líneas brillantes contra un fondo oscuro.
* Explicación: Los átomos excitados emiten fotones de luz con energías correspondientes a la diferencia de energía entre su estado excitado y estado fundamental. Esta emisión crea líneas brillantes en el espectro.
Analizar las líneas de absorción y emisión en un espectro estelar puede revelar información valiosa sobre las nubes de gas frías que se encuentran entre nosotros y la estrella.
1. Composición:
* Líneas de absorción: Las longitudes de onda de las líneas de absorción identifican los elementos presentes en la nube de gas.
* Líneas de emisión: Las longitudes de onda de las líneas de emisión también indican los elementos presentes en la nube, pero revelan la presencia de átomos excitados, lo que indica una temperatura más alta u otros procesos energéticos dentro de la nube.
2. Temperatura:
* Líneas de absorción: La resistencia de las líneas de absorción se puede usar para estimar la temperatura de la nube. Las líneas más fuertes indican una nube más densa o fría.
* Líneas de emisión: La presencia e intensidad de las líneas de emisión también proporciona información sobre la temperatura de la nube de gas.
3. Velocidad:
* Doppler Shift: Las longitudes de onda de las líneas de absorción y emisión se desplazan ligeramente de sus valores esperados debido al movimiento relativo entre la nube y el observador. Este cambio Doppler nos permite determinar la velocidad radial de la nube de gas en relación con nosotros.
4. Densidad:
* Líneas de absorción: El ancho de las líneas de absorción puede estar relacionado con la densidad de la nube de gas. Las líneas más amplias indican una mayor densidad.
* Líneas de emisión: La intensidad de las líneas de emisión también puede proporcionar información sobre la densidad de la nube.
5. Campo magnético:
* Efecto Zeeman: La interacción entre los campos magnéticos y los átomos puede dividir las líneas espectrales, creando múltiples líneas. Esta división de Zeeman nos permite medir la fuerza y la dirección de los campos magnéticos dentro de la nube.
En general, el análisis de las líneas de absorción y emisión en espectros estelares proporciona una herramienta poderosa para comprender las propiedades de las nubes de gas fría en el medio interestelar.
