Los seres humanos percibimos las radiaciones electromagnéticas por medio de los ojos y la piel. Los ojos nos permiten detectar una fracción muy pequeña del espectro electromagnético, llamado espectro visible, el que equivale a menos de 0,000004 % del espectro total, es decir, nuestros ojos no pueden percibir el amplio abanico de radiaciones existentes en el Universo. Por otro lado la piel es sensible a la radiación infrarroja, por ejemplo al calor de la estufa o la luz solar; y nos percatamos de la presencia del ultravioleta cuando nos quemamos la piel en un día nublado. El desarrollo de las tecnologías a lo largo de dos mil quinien- tos años nos permitió detectar todo el espectro electromagnético. En el espectro visible tenemos limitaciones fisiológicas para observar cuerpos muy alejados de nuestros ojos u objetos muy pequeños. Ya en la antigua Roma se pulían piedras preciosas para lograr el aspecto de una lupa o de un monóculo. Los avances con relación a instrumentos ópticos comenzaron en el siglo XVI. En 1617 Galileo Galilei construyó un telescopio de refracción basándose en el trabajo de constructores holandeses de anteojos de refracción, con el cual pudo ver los anillos de Saturno y cuatro de los satélites de Júpiter; además de estudiar la superficie de la Luna. Los telescopios de refracción se encontraban constituidos por un conjunto de lentes pero se les presentaban distorsiones en la imagen formada, denominadas abe- rraciones cromáticas. El siguiente gran desarrollo fue el telescopio de reflexión, el cual estaba constituido por un espejo principal cóncavo y lentes. Se diseñaron y construyeron una gran variedad de telescopios, los cuales no estaban afectados por la aberración cromática. Gracias a los telescopios la anatomía de los cielos comenzó a ser descubierta por los astrónomos. En 1781 se descubrió el planeta
Urano por William Herschel, astrónomo y físico alemán, fue el mejor constructor de telescopios de su época. Treinta años más tarde Joseph Von Fraunhofer (1787 - 1826) estudió el espectro visible utilizando la misma técnica de descomposición de la luz que usó Newton, con el agregado que la luz al salir del prisma pasaba por una red de rendijas observando líneas oscuras dentro del espectro. El significado de esas regiones oscuras en el espectro visible fue resuelto por Robert Wilhelm Bunsen (1811 - 1899) y Gustav Robert Kirchhoff en 1859. Los cuales encontraron leyes empíricas al estudiar espectros de diferentes fuentes de radiación. Enun- ciando en estas leyes en 1859 de la siguiente manera:
1. Todo los cuerpos, tanto sólidos como líquidos, así como lo gases densos en estado incandescente, emiten un espectro continuo, formando por bandas de color que se suceden sin solución de continuidad, es decir carente de líneas.
2. Todos los gases poco densos, en estado incandescente, emiten un espec- tro discontinuo, compuesto por un cierto número de líneas brillantes, cuya posición e intensidad depende exclusivamente del gas emisor. Si el gas no está formado por átomos, sino por moléculas, además de líneas aisladas hay bandas formadas por la confluencia de numerosas líneas.
3. En todos los espectros de líneas, éstas pueden ser brillantes (de emisión) u oscuras (de absorción); se diferencian debido a que si antes de llegar al ob- servador el haz de luz atraviesa una capa más fría del mismo gas que existe en la fuente, la línea será de absorción; si la capa es más caliente, el espectro será de emisión.
Figura 6.1. Espectro continuo-Espectro de emisión- Espectro de absorción.
Otras implicancias que descubrieron Bunsen, Kirchhoff y otros, fueron que las líneas de emisión o absorción son únicas de cada material, por ejemplo, las líneas de emisión del hidrógeno son diferentes a las del helio. No hay dos espec- tros de emisión o de absorción iguales en elementos químicos diferentes. Estos enunciados generales empíricos armaron la base de la espectroscopia. El desarro- llo de la espectroscopia permitió grandes avances en la astronomía, la física y en especial en la química se relacionó con el descubrimiento de algunos elementos y con el desarrollo de los modelos atómicos, tal como se menciona en el capítulo 3.
William Huggins (1824 - 1910) utilizó la espectroscopia en la astronomía y estudió las líneas espectrales de las estrellas aplicando el efecto Doppler. Para entender el efecto Doppler conjeturemos que tenemos tres estrellas iguales, dos ellas se encuentra en movimiento, una se acerca y otra se aleja respecto a la Tie- rra, en cambio la tercera estrella se encuentra en reposo relativo con relación a un astrónomo en la Tierra. Si este astrónomo usara un espectrofotómetro para de- termina el espectro de absorción de cada una de las 3 estrellas y comparamos los espectros esterales obtenidos (de las 2 estrellas en movimiento relativo y la que se encuentra en reposo) las líneas espectrales de absorción y emisión se encon- trarían desplazadas. Las líneas espectrales de la estrella que se aleja de la Tierra están corridas hacia el espectro del rojo y en cambio las de la que se acerca están corridas hacia el espectro del azul.
En la década ‘20 del siglo pasado el astrónomo Edwin Powell Hubble (1889 - 1953) realizó análisis similares a los de Huggins sobre líneas espectrales prove- niente de nebulosas utilizando el telescopio del Monte Palomar, Estados Unidos, que era el telescopio más grande de la época. Averiguó que la gran mayoría de las nebulosas, hoy llamadas galaxias, tienen un corrimiento hacia el rojo por efecto Doppler, es decir que se alejaban de la Tierra. Esto le permitió conjeturar sobre la expansión del universo.
Hasta 1932 la astronomía utilizaba telescopios basados en la refracción y reflexión de las radiaciones del espectro visible. En ese año Karl Guthe Jansky (1905 - 1950) pudo determinar una fuente de onda electromagnética débil de origen extraterrestre, una señal de radio originada en la constelación de Sagitario. Con este descubrimiento comenzaría una nueva etapa de la astronomía, la cual utilizaba amplias antenas para recibir del espacio señales electromagnéticas muy débiles. Esta etapa fue denominada radioastronomía. Las señales procedentes del espacio se reflejan en una antena parabólica. Los radiotelescopios pueden detec- tar radiaciones electromagnéticas desde la región de las ondas de radio hasta la de las microondas. En 1999 comienza la era de los telescopios espaciales con la
puesta en órbita del telescopio espacial Hubble, el cual es sensible a la radiación del visible y del infrarrojo. A medida que pasaba el tiempo la familia de instrumen- tos espaciales aumentaba y se emprendía el estudio de todo el espectro electro- magnético de origen extraterrestre, desde ondas de radio hasta los rayos gamma. Los nuevos integrantes de esta familia son conocidos por sus siglas en inglés, COBE, Chandra, WISE, o Fermi en honor al físico italiano, superando con creces las limitaciones de la especie humana para estudiar y detectar las radiaciones electromagnéticas del universo.