Método espectroscópico que mide las proporciones de deuterio a hidrógeno en objetos astronómicos.La espectroscopía de abundancia de deuterio es una técnica para medir la proporción de deuterio (hidrógeno pesado, con un neutrón en su núcleo) respecto al hidrógeno ordinario en objetos astronómicos. Debido a que el deuterio se forjó en los primeros minutos después del Big Bang y solo se destruye, no se crea, en los procesos estelares, su abundancia sirve como una sonda sensible de las condiciones tempranas del universo y de la evolución química de galaxias, estrellas y sistemas planetarios.
La técnica se desarrolló a mediados del siglo XX cuando la espectroscopía se volvió lo suficientemente precisa como para resolver los diminutos desplazamientos de longitud de onda. Las primeras mediciones del viento solar y del medio interestelar en la década de 1970 establecieron el método, y se convirtió en un pilar de la cosmología después de la década de 1990, cuando los telescopios de alta resolución permitieron realizar mediciones en nubes de gas distantes.
El método se basa en el hecho de que el deuterio y el hidrógeno absorben y emiten luz a longitudes de onda ligeramente diferentes debido a sus distintas masas nucleares. Al analizar el espectro de un objeto—ya sean las líneas de absorción de un cuásar lejano, la atmósfera de una estrella o la coma de un cometa—los astrónomos pueden medir la intensidad relativa de las características espectrales del deuterio y del hidrógeno. Esta proporción se compara luego con el valor primordial predicho por la nucleosíntesis del Big Bang para inferir cuánto procesamiento ha ocurrido.
Se utiliza para rastrear la historia de formación del Sistema Solar (por ejemplo, analizando cometas como 3I/ATLAS), para estudiar el agua en las atmósferas de exoplanetas y para restringir modelos cosmológicos midiendo la abundancia primordial de deuterio en nubes intergalácticas distantes.
Se descubrió que el cometa interestelar 3I/ATLAS tiene una proporción de deuterio a hidrógeno 14 veces mayor que la de los océanos de la Tierra, lo que sugiere que se formó en una región extremadamente fría de su sistema planetario de origen.
| \text{ASD}(f) | variable | Amplitude spectral density at frequency f — amplitude spectral density per root hertz |
| S(f) | variable | Power spectral density at frequency f — densidad espectral de potencia per hertz |
| f | variable | Frequency — frecuencia hertz |
| \sqrt{} | operador | Mathematical operation taking the square root — raíz cuadrada |
| [X/H] | variable | Logarithmic abundance of element X relative to hydrogen — logarithmic abundance ratio |
| N_X | variable | Number density of element X — number density reciprocal cubic metre |
| N_H | variable | Number density of hydrogen — number density reciprocal cubic metre |
| log | operador | Base-10 logarithm — logaritmo |
| [X/Y] | variable | logarithmic abundance ratio relative to solar — relación de abundancia |
| n_X | variable | number density of element X — number density per cubic metre |
| n_Y | variable | number density of element Y — number density per cubic metre |
| (n_X/n_Y)_⊙ | variable | solar ratio of number densities — number density ratio |
| log10 | operador | base-10 logarithm — logaritmo en base 10 |
| A(X) | variable | Logarithmic abundance of element X — abundancia |
| N_X | variable | Number density of element X — number density per cubic metre |
| N_H | variable | Number density of hydrogen — number density per cubic metre |
| log10 | operador | Base-10 logarithm — logaritmo en base 10 |
| α | variable | Spectral index — índice espectral |
| s | variable | Density power-law slope — density slope |
