En obrir els ulls, veiem, tot apreciant els colors dels objectes que mirem. Cada color correspon a una longitud d’ona (o freqüència) de la llum; així, l’espectre (paleta) de colors que apreciem pot ser entès com l’ample de banda del nostre receptor visual, la banda òptica.
Newton va demostrar que la llum blanca ho és perquè hi conté tots els colors de l’arc de Sant Martí, fent-ne passar un feix per un prisma. Un objecte radiant com és el Sol, es veu groc perquè la seua emissió més intensa es produeix en eixe color (longitud d’ona), però si en fem la descomposició espectral, veurem un continu de colors en tota la banda òptica – tot i que amb alguna sorpresa, com veurem. Un altre fet fonamental en aquesta història és que en el cas dels elements químics, si s’eleven a temperatures que els converteixen en emissors, emeten llum només en una sèrie discreta de colors.
Aquest fet observable i conegut ja a principi del segle XIX ens obri moltes portes en la comprensió de l’observació Astrofísica. Fet i fet, l’Astrofísica va nàixer al llarg d’eixe mateix segle, quan Kirchhoff es va adonar, a l’Institut de Física de Heidelberg, que la llum aporta informació física i química amb què caracteritzar els objectes emissors.
La pregunta és, precisament, com ho fem per traure’n informació de la llum. Tornem al segle XIX per respondre-la. La descomposició espectral de la llum del Sol (obtinguda en passar-la per un prisma) mostrava un continu de colors, sí, però interromput per una sèrie de línies fosques, en negre, tal i com havien fet notar Wollaston i von Fraunhofer a principis de segle.
En el segon cas, Fraunhofer en va observar centenars d’aquestes línies (veure la imatge principal de l'entrada – HUJWeb). Poc després de la meitat del segle, Kirchhoff va fer passar la llum del Sol per un prisma i l’espectre resultant per una flama (mistera de Bunsen) que cremava Sodi. Amb això va comprovar que algunes de les línies negres recuperaven el color en passar per aquesta flama, però que es tornaven a enfosquir si la radiació solar aplicada era més intensa que un cert límit. La interpretació més raonable, partint del coneixement que se’n tenia a l’època, era la següent: de la mateixa manera que el Sodi pot emetre llum a certes longituds d’ona (colors) associades a les seues propietats, també pot absorbir aquesta llum si prové d’una font exterior intensa, a les mateixes longituds d’ona i, a més, la presència de les línies implica la presència de Sodi en l’atmosfera solar. Aquesta interpretació va ser confirmada mitjançant la comparació d’altres línies de l’espectre solar amb espectres d’altres elements. Una conclusió fonamental és que un element químic pot presentar un espectre d’emissió, si té l’energia suficient (sotmès, per exemple, a una flama de Bunsen), o d’absorció, si està sotmès a una font exterior de radiació.
Les conseqüències d’aquesta troballa van ser enormes perquè, a banda de demostrar que a la superfície del Sol hi ha Sodi, element a què van seguir-ne molts d’altres, es demostrava que no calia anar al Sol per analitzar-ne la composició i propietats físiques, perquè la llum que radia ens aporta, mitjançant l’anàlisi espectral, aquesta informació. En el poc més de segle i mig que ha passat des d’aquell moment, hem après a traure cada vegada més informació i més diversa de la llum que detecten els nostres telescopis, no només en l’òptic, sinó en tot l’espectre electromagnètic, des de les ones de ràdio als raigs gamma. Així doncs, la Astronomia, dedicada a l’estudi del moviment dels astres, va fer el salt a l’Astrofísica, atès que amb tota la informació que obtenim de la llum que emeten o absorbeixen els cossos estel·lars, se’n pot fer molt més que mecànica celeste.
Temps després, es va demostrar que les línies d’emissió i aborció de cada element químic corresponen a transicions entre capes energètiques possibles dels electrons en cada àtom. Com que aquestes són diferents per a cada àtom, podem, en general, discernir els elements visibles en un espectre. Benvinguts/des, doncs, al naixement d’una nova ciència.
