El efecto Doppler

El efecto Doppler

Llamado así por el austríaco Christian Doppler, es el cambio en la frecuencia de una onda producido por el movimiento de la fuente respecto a su observador. Doppler propuso este efecto en 1842 en su tratado Über das farbige Licht der Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels (Sobre el color de la luz en estrellas binarias y otros astros).

El científico holandés Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot investigó esta hipótesis en 1845 para el caso de ondas sonoras y confirmó que el tono de un sonido emitido por una fuente que se aproxima al observador es más agudo que si la fuente se aleja. Hippolyte Fizeau descubrió independientemente el mismo fenómeno en el caso de ondas electromagnéticas en 1848. En Francia este efecto se conoce como "Efecto Doppler-Fizeau" y en Holanda como el efecto "doppler-Gestirne".


Algunas aplicaciones son:

En los cúmulos móviles, como los miembros de un cúmulo nacen juntos, parece lógico que continúen moviéndose juntos por el espacio. Esto proporciona un método muy potente para hallar sus distancias. Si las estrellas se alejan de nosotros, parecen converger hacia un punto distante como resultado de la perspectiva. Midiendo el movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de visión (sus velocidades radiales) —utilizando el efecto Doppler— y a través de la línea de visión (sus movimientos propios), según se mueven hacia el punto de convergencia, se pueden calcular sus distancias a nosotros a partir de la geometría simple. Esta técnica se conoce como el método del cúmulo móvil, y funciona bien, en particular para las Hiadas, que es un cúmulo grande y relativamente cercano. De hecho, el hallazgo de la distancia a las Hiadas por este método constituye un paso importante en la construcción de la escala de distancias del Universo.

En la espectroscopia (estudio de los espectros) un análisis espectroscópico cuidadoso muestra que las líneas espectrales tienen una estructura fina debida a tres causas: la forma elíptica de las órbitas de los electrones, el espín del electrón y el espín del protón. En la práctica, también hay que tener en cuenta los campos eléctricos y magnéticos parásitos que puedan existir, y el hecho de que el hidrógeno suele ser una mezcla de hidrógeno atómico y molecular, y de isótopos normales y pesados. Además, todas estas partículas se mueven de forma aleatoria, por lo que también aparecen efectos Doppler aleatorios. Todos estos fenómenos afectan a las líneas espectrales, por lo que el espectro observado en una muestra de hidrógeno gaseoso es más complejo de lo que predice la teoría.

Se encuentran en las estrellas binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio del telescopio, pero se pueden reconocer duplicando o ensanchando las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta.

Cualquier planeta extrasolar tendría una luminosidad miles de millones de veces menor que la estrella en torno a la cual gira, por lo que ni siquiera el telescopio espacial Hubble podría verlo. Por tanto, es necesario buscarlos por métodos indirectos intentando detectar los ligeros movimientos que una estrella realizaría al girar en torno a su centro de gravedad común con un planeta que no puede verse. Esto se puede realizar de dos formas: bien siguiendo la posición de la estrella y buscando un movimiento oscilatorio lateral, bien buscando un desplazamiento (debido al efecto Doppler) cíclico en su espectro, que indicaría un movimiento hacia atrás y hacia adelante a lo largo de la línea de visión. En un momento se pensó que una oscilación en la posición de una enana roja cercana, la estrella de Barnard, indicaba la presencia de planetas similares a Júpiter o Saturno, pero eso no llegó a confirmarse. En 1995, astrónomos del observatorio de Ginebra descubrieron mediante la técnica Doppler un planeta extrasolar con una masa comparable a la de Júpiter. Este planeta orbita en torno a 51 Pegasi, una estrella semejante al Sol, situada a 45 años luz de distancia. El planeta gira en torno a 51 Pegasi una vez cada cuatro días, a una distancia de sólo 8 millones de kilómetros —un 5% de la distancia de la Tierra al Sol—, por lo que sería extremadamente caliente. Más tarde, astrónomos estadounidenses detectaron mediante esa misma técnica sendos planetas en torno a otras dos estrellas, 47 Ursae Maioris y 70 Virginis, ambas similares al Sol. En estos dos casos los planetas son más masivos que Júpiter, pero puede haber otros planetas más pequeños alrededor de esas y otras estrellas que no han podido ser detectados.

Una de sus aplicaciones más importantes es la del radar (sistema electrónico que permite detectar objetos fuera del alcance de la vista y determinar la distancia a que se encuentran proyectando sobre ellos ondas de radio) El radar de onda continua emite una señal continua, en vez de impulsos. El radar Doppler, que se utiliza a menudo para medir la velocidad de objetos como un coche o una pelota, transmite con una frecuencia constante. Las señales reflejadas por objetos en movimiento respecto a la antena presentarán distintas frecuencias a causa del efecto Doppler. La diferencia de frecuencias guarda la misma relación con la emitida que la existente entre las velocidades del objetivo y la de la luz.

La radioastronomía es otro ejemplo: cuando la Galaxia emite ondas de radio como resultado de la radiación de sincrotrón de electrones de rayos cósmicos que se mueven dentro de su débil campo magnético. La emisión en línea de 21 cm del hidrógeno neutro también se observa en toda la Galaxia. Los pequeños cambios en la longitud de onda de 21 cm son producidos por el movimiento de nubes de hidrógeno desde o hacia un observador. Estos cambios (desplazamiento hacia el rojo) son un ejemplo del fenómeno conocido como efecto Doppler. Las nubes más distantes del centro de la Galaxia giran alrededor del centro a máxima velocidad y las observaciones del efecto Doppler se utilizan para medir la velocidad y determinar la posición de las nubes de hidrógeno. De esta forma, ha sido posible trazar las formas de los brazos espirales de la Vía Láctea, que todavía no se han observado en longitudes de onda ópticas.