ASTRONOMIA - El Sol

PRESION. Con relación a la misma, es de saber que, cuando el cuerpo radiante o absorbente en los espectros de absorción está sometido a presiones elevadas, algunas de sus rayas espectrales se ensanchan y desvían generalmente hacia el rojo. Las hay tan sensibles a este efecto que, gracias a ellas, se puede distinguir el espectro del hierro, fotografiado al nivel del mar, del obtenido a 2.000 metros de altura. El mismo hecho de que este corrimiento no afecte por igual a todas las rayas, sino a unas mucho y a otras poco o casi nada, permite distinguir este efecto de otros, debidos a muchas otras causas.
MAGNETISMO Y TEMPERATURA. Por lo que al magnetismo ahora se refiere, es de saber que, en las fuentes luminosas sometidas a la acción de un campo magnético, las rayas espectrales se desdoblan en varias componentes, dos o tres en la mayoría de los casos: es el llamado efecto Zeeman. Una de las rayas espectrales más intensamente afectadas por la acción del campo magnético es la correspondiente a la longitud de 6.173 unidades ángstrom en el espectro del hierro. Ahora bien, como la luz de ciertas rayas así desdobladas presenta señales de estar polarizada, de aquí otro punto de apoyo para el conocimiento de la naturaleza del campo magnético que actúa sobre el foco emisor. En cuanto al conocimiento de la temperatura por los espectros, es de saber que la energía total de las energías calorífica, luminosa, actínica o ultravioleta alcanza su máximo" en distintos puntos del espectro, según sea la temperatura del foco emisor. Así, para un foco de 2.000º, dicha energía máxima corresponde a las rayas procedentes de ondas de 14.000 Aº de longitud, en la región del infrarrojo; para un foco a la temperatura de 6.000º la energía máxima se halla en la región amarilla del espectro; en tanto que, si la temperatura del foco alcanza 20.000°, la energía máxima se corre a la región ultravioleta hacia los 1.300 Xº de longitud de onda. Otra manera de conocer la temperatura de emisión de los focos luminosos se funda en el hecho de que no todos los cuerpos emiten todas sus rayas espectrales, ni con la misma intensidad, a cualquier temperatura. Así, entre las rayas del magnesio, la correspondiente a la longitud de onda 4.481 X° aparece con toda claridad cuando se analiza la luz producida por el salto de la chispa entre dos reóforos de este metal; pero permanece del todo invisible cuando la luz procede de un arco voltaico o de un mechero.
ESPECTRO Y VELOCIDAD RADIAL. Mediante las rayas espectrales es dado conocer el estado de movimiento o de reposo del foco luminoso que las origina, o sea, la llamada velocidad radial, que es el movimiento de los cuerpos luminosos en dirección al observador. Para ello se determina el corrimiento de las rayas espectrales, comparándolas con las de un foco de luz de la misma naturaleza, pero fijo. Si las rayas se corren hacia el violeta, señal que el cuerpo luminoso se acerca al observador, y si las rayas se corren hacia el infrarrojo, señal que el cuerpo luminoso se aleja del observador, de conformidad con el principio de DopplerFizeau. Naturalmente, las mediciones de los corrimientos de las rayas espectrales exigen instrumentos delicadísimos, como el espectrogoniómetro y el microscopio. En la región violada del espectro un corrimiento de un ángstrom, o sea, de una diezmillonésima de milímetro, equivale a una velocidad radial del foco de 80 kilómetros por segundo. El análisis espectral ha puesto de manifiesto la existencia en el Sol de una gran parte de los elementos o cuerpos simples que integran nuestro planeta, lo cual se ha conseguido examinando la luz del Sol y comparándola con la que emiten los cuerpos incandescentes de la Tierra. El espectro que ofrece la luz solar descompuesta es de los llamados de absorción, en los que los siete colores del arco iris aparecen atravesados por multitud de rayas oscuras, denominadas rayas espectrales. Las mayores dimensiones del espectro solar obtenido con las redecillas o cratículos de difracción de Rowland, o sea, con las placas metálicas surcadas de infinidad de rayas (desde 500 hasta 1.000 por milímetro), oscilan alrededor de 13 metros, y el número de rayas que en ellos se ha podido precisar pasa de 20.000. Hasta ahora han sido identificados en el Sol gran parte de los elementos terrestres, como hierro, níquel, cinc, plata, cobre, plomo, calcio, hidrógeno, etc. En cambio, no se ha encontrado en el Sol la más pequeña traza de oro, ni de ningún cuerpo compuesto, al menos en las regiones bajas, porque la elevadísima temperatura allí reinante mantiene constantemente a los elementos en estado de disociación, siendo, por tanto, inútil buscar en el Sol agua y otras combinaciones que tanto abundan en la Tierra.