En la antigüedad se pensaba que las estrellas eran el alma de las personas, los vivos o los clavos que sostenían el cielo. Propusieron muchas explicaciones de por qué las estrellas brillan en la noche, y el Sol fue considerado durante mucho tiempo un objeto completamente diferente de las estrellas.
El problema de las reacciones térmicas que ocurren en las estrellas en general y en el Sol, la estrella más cercana a nosotros, en particular, ha sido motivo de preocupación para los científicos en muchas áreas de la ciencia. Físicos, químicos, astrónomos intentaron descubrir qué conduce a la liberación de energía térmica, acompañada de una poderosa radiación.
Los químicos creían que las reacciones químicas exotérmicas ocurren en las estrellas, lo que resulta en la liberación de un gran número de calor. Los físicos no estaban de acuerdo en que las reacciones entre sustancias tuvieran lugar en estos objetos cósmicos, ya que ninguna reacción podría producir tanta luz durante miles de millones de años.
Cuando comenzó la famosa mesa de Mendeleev nueva era en el aprendizaje reacciones químicas- Se encontraron elementos radiactivos y pronto fueron las reacciones de desintegración radiactiva. razón principal radiación estelar.
La controversia se detuvo por un tiempo, ya que casi todos los científicos reconocieron esta teoría como la más adecuada.
Teoría moderna sobre la radiación de las estrellas.
En 1903, la idea ya establecida de por qué las estrellas brillan e irradian calor fue volcada por el científico sueco Svante Arrhenius, quien disociación electrolítica. Según su teoría, la fuente de energía en las estrellas son los átomos de hidrógeno, que se combinan entre sí y forman núcleos de helio más pesados. Estos procesos son causados por la fuerte presión del gas, la alta densidad y la temperatura (alrededor de quince millones de grados centígrados) y ocurren en las regiones internas de la estrella. Esta hipótesis comenzó a ser estudiada por otros científicos, quienes llegaron a la conclusión de que tal reacción de fusión es suficiente para liberar la colosal cantidad de energía que producen las estrellas. También es probable que la fusión del hidrógeno permita que las estrellas brillen durante varios miles de millones de años.
En algunas estrellas, la fusión del helio ha terminado, pero continúan brillando mientras haya suficiente energía.
La energía liberada en las profundidades de las estrellas se traslada a las regiones exteriores del gas, a la superficie de la estrella, desde donde comienza a irradiar en forma de luz. Los científicos creen que los rayos de luz viajan desde el núcleo de las estrellas hasta la superficie durante largas decenas o incluso cientos de miles de años. Después de eso, la radiación llega a la Tierra, lo que también requiere mucho tiempo. Así, la radiación del Sol llega a nuestro planeta en ocho minutos, la luz de la segunda estrella más cercana, Próxima Centrauri, nos llega en más de cuatro años, y la luz de muchas estrellas que se ven a simple vista ha recorrido varios mil o incluso millones de años.
Nunca pensamos que tal vez haya otra vida además de nuestro planeta, además de nuestro sistema solar. Tal vez haya vida en algunos de los planetas que giran alrededor de una estrella azul, blanca o roja, o tal vez amarilla. Tal vez exista otro planeta tierra similar, en el que vivan las mismas personas, pero aún no sabemos nada al respecto. Nuestros satélites y telescopios han descubierto varios planetas en los que puede haber vida, pero estos planetas están a decenas de miles e incluso millones de años luz de distancia.
Los rezagados azules son estrellas de color azul.
Estrellas en cúmulos estelares tipo de bola, cuya temperatura es más alta que la temperatura de las estrellas ordinarias, y el espectro se caracteriza por un cambio significativo hacia la región azul que la de las estrellas del cúmulo con luminosidad similar, se denominan rezagadas azules. Esta característica les permite destacarse en relación con otras estrellas de este cúmulo en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La existencia de tales estrellas refuta todas las teorías de la evolución estelar, cuya esencia es que para las estrellas que surgieron en el mismo período de tiempo, se supone que estarán ubicadas en una región bien definida del diagrama de Hertzsprung-Russell. En este caso, el único factor que afecta la ubicación exacta de una estrella es su masa inicial. La frecuente aparición de rezagadas azules fuera de la curva anterior puede ser una confirmación de la existencia de algo así como una evolución estelar anómala. 
Los expertos que intentan explicar la naturaleza de su ocurrencia propusieron varias teorías. El más probable de ellos indica que estas estrellas azules fueron binarias en el pasado, luego de lo cual comenzó a ocurrir o está teniendo lugar actualmente el proceso de fusión. El resultado de la fusión de dos estrellas es la aparición de una nueva estrella, que tiene una masa, un brillo y una temperatura mucho mayores que las estrellas de la misma edad.
Si se puede probar de alguna manera la exactitud de esta teoría, la teoría de la evolución estelar estaría libre de problemas en forma de rezagados azules. La estrella resultante tendría gran cantidad hidrógeno, que se comportaría de manera similar a una estrella joven. Hay hechos que apoyan esta teoría. Las observaciones han demostrado que las estrellas perdidas se encuentran con mayor frecuencia en regiones centrales cúmulos globulares. Como resultado del número predominante de estrellas de volumen unitario allí, los pasajes cercanos o las colisiones se vuelven más probables.
Para probar esta hipótesis, es necesario estudiar la pulsación de los rezagados azules, ya que entre las propiedades astrosismológicas de las estrellas fusionadas y las variables normalmente pulsantes, puede haber algunas diferencias. Cabe señalar que es bastante difícil medir las pulsaciones. Este proceso también se ve afectado negativamente por la superpoblación del cielo estrellado, las pequeñas fluctuaciones en las pulsaciones de los rezagados azules y la rareza de sus variables.
Un ejemplo de fusión se pudo observar en agosto de 2008, cuando un incidente de este tipo afectó al objeto V1309, cuyo brillo aumentó varias decenas de miles de veces después de la detección y volvió a su valor original después de varios meses. Como resultado de observaciones de 6 años, los científicos llegaron a la conclusión de que este objeto son dos estrellas, cuyo período de revolución alrededor de la otra es de 1,4 días. Estos hechos llevaron a los científicos a pensar que en agosto de 2008 se produjo el proceso de fusión de estas dos estrellas.
Los rezagados azules se caracterizan por un alto par. Por ejemplo, la velocidad de rotación de la estrella, que se encuentra en medio del cúmulo 47 Tucanae, es 75 veces la velocidad de rotación del Sol. Según la hipótesis, su masa es 2-3 veces la masa de otras estrellas que se encuentran en el cúmulo. Además, con la ayuda de la investigación, se descubrió que si las estrellas azules están cerca de otras estrellas, estas últimas tendrán un porcentaje de oxígeno y carbono más bajo que sus vecinas. Presumiblemente, las estrellas extraen estas sustancias de otras estrellas que se mueven en su órbita, como resultado de lo cual su brillo y temperatura aumentan. Las estrellas “robadas” revelan lugares donde tuvo lugar el proceso de transformación del carbono inicial en otros elementos.
Nombres de estrellas azules - Ejemplos
Rigel, Velas Gamma, Jirafa Alfa, Zeta Orion, Tau Perro grande, Zeta Korma
Estrellas blancas - estrellas blancas
Friedrich Bessel, quien dirigió el Observatorio Koenigsberg, hizo un descubrimiento interesante en 1844. El científico notó la más mínima desviación de la estrella más brillante del cielo, Sirius, de su trayectoria en el cielo. El astrónomo sugirió que Sirio tenía un satélite y también calculó el período aproximado de rotación de las estrellas alrededor de su centro de masa, que era de unos cincuenta años. Bessel no encontró el apoyo adecuado de otros científicos, porque. nadie pudo detectar el satélite, aunque en términos de su masa debería haber sido comparable a Sirius.
Y solo 18 años después, Alvan Graham Clark, quien participó en las pruebas mejor telescopio En ese momento, se descubrió una estrella blanca tenue cerca de Sirio, que resultó ser su satélite, llamado Sirio V.
La superficie de esta estrella el color blanco calentado a 25 mil Kelvin, y su radio es pequeño. Con esto en mente, los científicos han concluido que alta densidad satélite (al nivel de 106 g / cm 3, mientras que la densidad de Sirio en sí es de aproximadamente 0,25 g / cm 3, y el Sol - 1,4 g / cm 3). Después de 55 años (en 1917), se descubrió otra enana blanca, que lleva el nombre del científico que la descubrió: la estrella de van Maanen, que se encuentra en la constelación de Piscis.
Nombres de estrellas blancas - ejemplos
Vega en la constelación Lyra, Altair en la constelación Eagle, (visible en verano y otoño), Sirius, Castor.
estrellas amarillas - estrellas amarillas
Las enanas amarillas se denominan pequeñas estrellas de secuencia principal, cuya masa está dentro de la masa del Sol (0,8-1,4). A juzgar por el nombre, tales estrellas tienen un brillo color amarillo, que se libera durante la implementación del proceso de fusión termonuclear de hidrógeno a helio.
La superficie de tales estrellas se calienta a una temperatura de 5-6 mil Kelvin, y sus tipos espectrales están entre G0V y G9V. Una enana amarilla vive alrededor de 10 mil millones de años. La combustión de hidrógeno en una estrella hace que se multiplique en tamaño y se convierta en una gigante roja. Un ejemplo de gigante roja es Aldebarán. Tales estrellas pueden formar nebulosas planetarias al desprenderse de sus capas exteriores de gas. En este caso, el núcleo se transforma en una enana blanca, que tiene una alta densidad.
Si tenemos en cuenta el diagrama de Hertzsprung-Russell, entonces las estrellas amarillas se encuentran en la parte central de la secuencia principal. Dado que el Sol puede llamarse una enana amarilla típica, su modelo es bastante adecuado para considerar el modelo general de las enanas amarillas. Pero hay otras estrellas amarillas características en el cielo, cuyos nombres son Alkhita, Dabikh, Toliman, Hara, etc. Estas estrellas no son muy brillantes. Por ejemplo, la misma Tolimán, que, si no se tiene en cuenta Proxima Centauri, es la más cercana al Sol, tiene una magnitud de 0, pero al mismo tiempo, su brillo es el más alto entre todas las enanas amarillas. Esta estrella se encuentra en la constelación de Centauro, también es un enlace sistema complejo, que incluye 6 estrellas. La clase espectral de Tolimán es G. Pero Dabih, ubicada a 350 años luz de nosotros, pertenece a la clase espectral F. Pero su alto brillo se debe a la presencia de una estrella cercana que pertenece a la clase espectral - A0.
Además de Tolimán, HD82943 tiene tipo espectral G, que se encuentra en la secuencia principal. Esta estrella, debido a su composición química y temperatura similar al Sol, también tiene dos planetas. tallas grandes. Sin embargo, la forma de las órbitas de estos planetas está lejos de ser circular, por lo que sus acercamientos a HD82943 ocurren con relativa frecuencia. Los astrónomos ahora han podido probar que esta estrella solía tener mucho más planetas, pero con el tiempo, se los tragó a todos.
Nombres de estrellas amarillas - Ejemplos
Tolimán, estrella HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
Estrellas rojas - estrellas rojas
Si al menos una vez en su vida ha visto estrellas rojas en el cielo en la lente de su telescopio, que brillaban contra un fondo negro, entonces el recuerdo este momento ayudará a presentar más claramente lo que se escribirá en este artículo. Si nunca has visto estrellas así, la próxima vez asegúrate de intentar encontrarlas. 
Si se compromete a compilar una lista de las estrellas rojas más brillantes del cielo, que se pueden encontrar fácilmente incluso con un telescopio de aficionado, puede encontrar que todas son de carbono. Las primeras estrellas rojas fueron descubiertas en 1868. La temperatura de estas gigantes rojas es baja, además, sus capas exteriores están llenas de una gran cantidad de carbono. Si las estrellas similares anteriores componían dos clases espectrales: R y N, ahora los científicos las han identificado en una clase general: C. Cada clase espectral tiene subclases, de 9 a 0. Al mismo tiempo, la clase C0 significa que la estrella tiene un alta temperatura, pero menos rojo que las estrellas C9. También es importante que todas las estrellas dominadas por carbono sean inherentemente variables: de período largo, semirregulares o irregulares.
Además, en dicha lista se incluyeron dos estrellas, llamadas variables rojas semirregulares, la más famosa de las cuales es m Cephei. William Herschel también se interesó por su inusual color rojo, quien la denominó "granada". Estas estrellas se caracterizan por un cambio irregular en la luminosidad, que puede durar desde un par de decenas hasta varios cientos de días. Tal estrellas variables pertenecen a la clase M (estrellas frías, cuya temperatura superficial es de 2400 a 3800 K).
Dado que todas las estrellas de la calificación son variables, es necesario introducir cierta claridad en las designaciones. Generalmente se acepta que las estrellas rojas tienen un nombre que consta de dos partes constituyentes- letras del alfabeto latino y el nombre de la constelación de la variable (por ejemplo, T Hare). A la primera variable que se descubrió en esta constelación se le asigna la letra R y así sucesivamente, hasta la letra Z. Si hay muchas de estas variables, se les proporciona una combinación doble de letras latinas, de RR a ZZ. Este método le permite "nombrar" 334 objetos. Además, las estrellas también se pueden designar usando la letra V en combinación con un número de serie (V228 Cygnus). La primera columna de la calificación está reservada para la designación de variables.
Las siguientes dos columnas en la tabla indican la ubicación de las estrellas en el período 2000.0. Como resultado de la creciente popularidad de Uranometria 2000.0 entre los entusiastas de la astronomía, la última columna de la calificación muestra el número del gráfico de búsqueda para cada estrella que se encuentra en la calificación. En este caso, el primer dígito es una visualización del número de volumen y el segundo es el número de serie de la tarjeta.
La calificación también muestra el máximo y valores mínimos brillo de magnitud. Vale la pena recordar que una mayor saturación de color rojo se observa en estrellas cuyo brillo es mínimo. Para las estrellas cuyo período de variabilidad se conoce, se muestra como un número de días, pero los objetos que no tienen el período correcto se muestran como Irr.
No hace falta mucha habilidad para encontrar una estrella de carbono, basta con que tu telescopio tenga suficiente potencia para verla. Aunque su tamaño es pequeño, su pronunciado color rojo debe llamar tu atención. Por lo tanto, no se moleste si no puede encontrarlos de inmediato. Basta con usar el atlas para encontrar un cercano Lucero, y luego ya, muévase de él a rojo.
Diferentes observadores ven las estrellas de carbono de manera diferente. Para algunos, se asemejan a rubíes oa una brasa que arde en la distancia. Otros ven tonos carmesí o rojo sangre en tales estrellas. Para empezar, hay una lista de las seis estrellas rojas más brillantes del ranking, y si las encuentras, podrás disfrutar al máximo de su belleza.
Nombres de estrellas rojas - Ejemplos
Diferencias en estrellas por color.
Hay una gran variedad de estrellas con tonos de color indescriptibles. Como resultado de esto, incluso una constelación recibió el nombre de "Jewel Box", que se basa en estrellas azules y zafiros, y en su centro hay una estrella naranja brillante. Si consideramos el Sol, entonces tiene un color amarillo pálido.
Un factor directo que influye en la diferencia de color de las estrellas es su temperatura superficial. Se explica de forma sencilla. La luz por su naturaleza es radiación en forma de ondas. Longitud de onda: esta es la distancia entre sus crestas, es muy pequeña. Para imaginarlo, necesitas dividir 1 cm en 100 mil partes idénticas. Algunas de estas partículas constituirán la longitud de onda de la luz.
Teniendo en cuenta que este número resulta ser bastante pequeño, cada cambio, incluso el más insignificante, hará que la imagen que observamos cambie. Después de todo, nuestra visión percibe diferentes longitudes de onda de ondas de luz como Colores diferentes. Por ejemplo, el azul tiene ondas cuya longitud es 1,5 veces menor que la del rojo.
Además, casi todos sabemos que la temperatura puede tener el efecto más directo sobre el color de los cuerpos. Por ejemplo, puedes tomar cualquier objeto de metal y prenderle fuego. A medida que se calienta, se pondrá rojo. Si la temperatura del fuego aumenta significativamente, el color del objeto también cambiará: de rojo a naranja, de naranja a amarillo, de amarillo a blanco y, finalmente, de blanco a azul-blanco.
Dado que el Sol tiene una temperatura superficial en la región de 5.500 0 C, es ejemplo típico estrellas amarillas. Pero las estrellas azules más calientes pueden calentarse hasta los 33 mil grados.
Los científicos han relacionado el color y la temperatura con la ayuda de leyes físicas. La temperatura de un cuerpo es directamente proporcional a su radiación e inversamente proporcional a la longitud de onda. Olas de color azul tienen longitudes de onda más cortas que el rojo. Los gases calientes emiten fotones cuya energía es directamente proporcional a la temperatura e inversamente proporcional a la longitud de onda. Es por eso que el rango de radiación azul-azul es característico de las estrellas más calientes.
Dado que el combustible nuclear en las estrellas no es ilimitado, tiende a consumirse, lo que conduce al enfriamiento de las estrellas. Por lo tanto, las estrellas de mediana edad son amarillas y las estrellas viejas las vemos rojas.
Como resultado del hecho de que el Sol está muy cerca de nuestro planeta, su color se puede describir con precisión. Pero para las estrellas que están a un millón de años luz de distancia, la tarea se vuelve más complicada. Es para este propósito que se utiliza un dispositivo llamado espectrógrafo. A través de él, los científicos pasan la luz emitida por las estrellas, por lo que es posible analizar espectralmente casi cualquier estrella.
Además, usando el color de una estrella, puedes determinar su edad, porque. fórmulas matemáticas permiten utilizar el análisis espectral para determinar la temperatura de una estrella, a partir de la cual es fácil calcular su edad.
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Las estrellas son los principales objetos del Universo visibles para nosotros. El mundo exterior es inusual y diverso. El tema de las luminarias universales es inagotable. El sol fue creado para brillar durante el día y las estrellas, para iluminar el camino terrenal de una persona durante la noche. Este artículo discutirá cómo se forma la luz que vemos, proveniente de asombrosos cuerpos celestes.
Origen
El nacimiento de una estrella, así como su extinción, se puede ver visualmente en el cielo nocturno. Los astrónomos han estado observando estos fenómenos durante mucho tiempo y ya han hecho muchos descubrimientos. Todos ellos están descritos en la literatura científica especial. Las estrellas son bolas de fuego luminosas de tamaños increíblemente grandes. Pero, ¿por qué brillan, centellean y brillan en diferentes colores?
Estos cuerpos celestes nacen de un ambiente difuso de gas y polvo que ha surgido como resultado de la compresión gravitacional en capas más densas, más la influencia de su propia gravedad. La composición del medio interestelar es principalmente gas (hidrógeno y helio) con un polvo de partículas minerales sólidas. Nuestra luminaria principal es una estrella llamada Sol. Sin ella, la vida de todo lo que existe en nuestro planeta es imposible. Curiosamente, muchas estrellas son mucho más grandes que el Sol. ¿Por qué no sentimos su influencia y podemos existir fácilmente sin ellos?
Nuestra fuente de calor y luz se encuentra cerca de la Tierra. Por eso, para nosotros es fundamental sentir su luz y su calor. Las estrellas son más calientes que el Sol, más grandes que él, pero están a distancias tan grandes que solo podemos observar su luz, y solo de noche.
Parecen ser solo puntos brillantes en el cielo nocturno. ¿Por qué no los vemos durante el día? La luz de las estrellas es como los rayos de una linterna, que apenas puedes ver durante el día, pero no puedes prescindir de ella por la noche: ilumina bien el camino.
¿Cuándo es más brillante y por qué brillan las estrellas en el cielo nocturno?
Agosto es el más mejor mes para mirar las estrellas. En esta época del año, las noches son oscuras y el aire es claro. Se siente como si pudieras tocar el cielo con la mano. Los niños, alzando los ojos al cielo, siempre se hacen la pregunta: "¿Por qué brillan las estrellas y dónde caen?" El hecho es que en agosto la gente suele observar la lluvia de estrellas. Este es un espectáculo extraordinario que atrae nuestros ojos y nuestras almas. Existe la creencia de que cuando ves una estrella fugaz, debes pedir un deseo que ciertamente se hará realidad.
Sin embargo, lo interesante es que, de hecho, no se trata de una estrella que cae, sino de un meteoro quemándose. Sea lo que sea, pero el fenómeno es muy hermoso! Los tiempos pasan, las generaciones de personas se suceden, pero el cielo sigue siendo el mismo, hermoso y misterioso. Al igual que nosotros, nuestros antepasados lo miraron, adivinaron las figuras de varios personajes mitológicos y objetos en cúmulos de estrellas, pidieron deseos y soñaron.
¿Cómo aparece la luz?
Los objetos espaciales llamados estrellas emiten una cantidad increíblemente grande de energía térmica. Las emisiones de energía van acompañadas de una fuerte emisión de luz, una parte de la cual llega a nuestro planeta, y tenemos la oportunidad de observarla. Esta es la respuesta corta a la pregunta: "¿Por qué las estrellas brillan en el cielo y todos los cuerpos celestes están relacionados con ellas?" Por ejemplo, la Luna es un satélite de la Tierra y Venus es un planeta. sistema solar. No vemos su propia luz, sino sólo su reflejo. Las estrellas mismas son la fuente de radiación de luz, que aparece como resultado de la liberación de energía.
Algunos objetos celestes tienen luz blanca, mientras que otros tienen azul o naranja. Hay algunos que se derraman diferentes tonos. ¿Cuál es la razón de esto y por qué las estrellas brillan en diferentes colores? El hecho es que son bolas enormes, compuestas de al rojo vivo a muy altas temperaturas gases A medida que esta temperatura fluctúa, las estrellas tienen un brillo diferente: las más calientes son azules, seguidas por las blancas, incluso las más frías, amarillas, luego anaranjadas y rojas.
parpadeo
Mucha gente se pregunta: ¿por qué las estrellas brillan de noche y su luz titila? En primer lugar, no parpadean. Simplemente nos parece. El hecho es que la luz de las estrellas atraviesa el espesor de la atmósfera terrestre. Un haz de luz, al superar distancias tan largas, está sujeto a un número grande rupturas y cambios. Para nosotros, estas refracciones parecen centelleos.
La estrella tiene su ciclo vital. Sobre el etapas diferentes este ciclo, brilla de manera diferente. Cuando el tiempo de su existencia llega a su fin, comienza a convertirse gradualmente en una enana roja y se enfría. La radiación de una estrella moribunda pulsa. Esto crea la impresión de parpadeo (parpadeo). Durante el día, la luz de la estrella no desaparece por ninguna parte, pero se ve ensombrecida por la luz solar demasiado brillante y cercana. Por lo tanto, en la noche los vemos debido a que no hay rayos de sol.
Cada estrella es una enorme bola luminosa de gas, como nuestro Sol. Una estrella brilla porque libera una gran cantidad de energía. Esta energía se forma como resultado de las llamadas reacciones termonucleares.
Cada estrella es una enorme bola luminosa de gas, como nuestro Sol. Una estrella brilla porque libera una gran cantidad de energía. Esta energía se forma como resultado de las llamadas reacciones termonucleares.Cada estrella contiene muchos elementos químicos. Por ejemplo, se ha detectado la presencia de al menos 60 elementos en el Sol. Entre ellos se encuentran el hidrógeno, el helio, el hierro, el calcio, el magnesio y otros. 
¿Por qué vemos el Sol tan pequeño? Sí, porque está muy lejos de nosotros. ¿Por qué las estrellas se ven tan pequeñas? Recuerde lo pequeño que nos parece nuestro enorme Sol, del tamaño de una pelota de fútbol. Esto se debe a que está muy lejos de nosotros. ¡Y las estrellas están mucho, mucho más lejos! 
Estrellas como nuestro Sol iluminan el Universo que las rodea, calientan, los planetas que las rodean, dan vida. ¿Por qué solo brillan de noche? No, no, durante el día también brillan, simplemente no puedes verlos. Durante el día, nuestro sol ilumina con sus rayos la atmósfera azul del planeta, razón por la cual el espacio se oculta tras una cortina. Por la noche, este velo se abre y vemos todo el esplendor del cosmos: estrellas, galaxias, nebulosas, cometas y muchas otras maravillas de nuestro Universo.
Se dividen en clases espectrales en función de su espectro de radiación electromagnética. De él puede obtener información tan importante sobre el cuerpo cósmico como la temperatura y la presión. capas superiores, composición química y otras características físicas.
En un caso simple, el espectro se puede obtener de la siguiente manera: , emitido por un objeto, se pasa a través de un orificio estrecho, detrás del cual hay un prisma. Este último refracta la luz, que luego se dirige a una pantalla o una película especial. La imagen resultante aparece como un degradado de color suave de púrpura a rojo. Se dice que un espectro sin líneas negras es continuo. Se observa una imagen similar cuando los cuerpos sólidos o líquidos emiten luz, por ejemplo, una lámpara incandescente.
Consideremos el siguiente caso: sea un mechero en cuya llama se haya puesto cierta masa de sal. En el caso descrito, se observará un color amarillo brillante a la luz de la llama. Y si miras a través de estos vapores, veremos una línea amarilla brillante. Esto significa que el vapor de sodio calentado emite luz con una longitud de onda amarilla. Esta propiedad es inherente a cualquier sustancia en estado gaseoso, y su espectro se llama línea.
Al observar el Sol, el óptico alemán Josef Fraunhofer notó que había unas delgadas líneas negras en su continuo espectro de radiación. Posteriormente, Gustav Kirchhoff determinó que cualquier gas enrarecido absorbe los rayos de luz de precisamente aquellas longitudes de onda que él mismo emite, estando en estado de luminiscencia. Las líneas negras obtenidas en el espectro continuo se denominaron líneas de absorción. Al aplicar las leyes anteriores, los científicos pudieron identificar la composición química de la estrella. Dado que los gases en la atmósfera absorben radiación con ciertas longitudes de onda.
Posteriormente, aparecieron muchos métodos en espectroscopia para estudiar otras propiedades de las estrellas, es decir, desplazar el espectro en una determinada dirección, compararlo con el espectro de un cuerpo completamente negro, bifurcar líneas de superposición, etc.
