Espectrometria aplicada a la astronomia

1. HACEMOS ESPECTROFOTOMETRÍA?

2. INTRODUCCIÓN
Esta sencilla presentación sólo pretende poner de
manifiesto lo relativamente sencillo y barato que supone
desarrollar una investigación en el campo de la
espectrografía estelar, con una mínima inversión (un
espectrómetro de difracción) y un poco de tiempo.
El desarrollo formal de un tema tan complejo está fuera
del objeto de éste documento, el cual se centra en una
sola variante de la espectroscopía, la que se realiza en
la región del espectro visible y con aplicación a objetos
estelares.

3. Se dice que ningún otro descubrimiento ha contribuido tanto
al desarrollo de la Astronomía como la espectroscopía,
hasta el extremo de que aproximadamente el 85% de los
descubrimientos se deben a esta disciplina.

4. Índice
lQué es la espectroscopía
lEspectros de emisión y de absorción
lLeyes básicas de la espectroscopía.
lRelación entre longitud de onda y frecuencia.
lLa espectrofotometría en astronomía.
lEspectros estelares.
lEspectrofotometría con SA 100 (Star Analyser
100).

5. QUÉ ES LA ESPECTROSCOPIA
La espectroscopia es el estudio del espectro de
la luz que emiten o absorben los cuerpos,
sustancias y elementos.
De este estudio se puede conocer la
composición, temperatura, densidad, velocidad
de desplazamiento y otros factores que les son
propios.

6. ESPECTROS DE EMISIÓN Y DE ABSORCIÓN
El espectro de un objeto no es más que el estudio de la
distribución de las frecuencias de la radiación procedentes de una
fuente, entendida como la variación de la intensidad del espectro
con la frecuencia.
Un aspecto de tales estudios es el denominado análisis espectral,
relacionado con el exceso o ausencia de determinadas frecuencias
en la radiación procedente del objeto de estudio, en lo que se
denomina espectro de emisión, en el primer caso, o de absorción
en el segundo.
El desarrollo de la espectroscopia ha estado históricamente ligado
al de la teoría atómica, ya que en última instancia un espectro no
es más que el resultado de la absorción o emisión de luz entre los
diferentes niveles de energía en un átomo o molécula.
COLORES

7. lLeyes de la espectroscopia de Kirchhoff.
l Un objeto sólido caliente emite luz en un espectro continuo.
l Un gas tenue emite luz con líneas espectrales en longitudes de onda
discretas que dependen de la composición química del gas.
l Un objeto sólido a alta temperatura rodeado de un gas tenue a
temperaturas inferiores emite luz en un espectro continuo con huecos en
longitudes de onda discretas cuyas posiciones dependen de la
composición química del gas.

8. CARACTERÍSTICAS DE LAS ONDAS
nodo
La longitud y la frecuencia de onda son
inversamente proporcionales y se relacionan
mediante la siguiente ecuación

9. RELACIÓN ENTRE LONGITUD DE ONDA Y
FRECUENCIA (METROS Y HERTZS)

10. LA DESCOMPOSICIÓN DE LA LUZ “BLANCA”
Cuando un rayo de luz blanca pasa por un prisma o por una rejilla de
difracción, se separa en sus componentes de acuerdo a la longitud
de onda (REFRACCIÓN). En el caso del prisma cada frecuencia se
separa según la Ley de Snell, mientras que en el caso de la rejilla la
separación se produce por las interferencias de los diversos
frentes de onda que se producen al atravesar la red.
(DIFRACCIÓN).

11. La rejilla de difracción
Si un haz de luz monocromática incide normalmente sobre una red, las
ondas emergentes de cada rendija están en fase y sobre una pantalla
colocada a gran distancia se formará un diagrama de interferencia debido a
un gran número de focos igualmente espaciados. Las ondas interferirán
constructivamente cuando la diferencia de camino sea un múltiplo entero
de la longitud de onda, es decir, los máximos de interferencia estarán
localizados en ángulos θ dados por:
2d senθ = m λ (m = 0, ±1,2...)
donde el entero m se denomina “orden”.
En el caso de luz incidente compuesta por varias longitudes de onda, cada
una tendrá diferentes valores de θ formándose en la pantalla las líneas
espectrales que la configuran.
Parámetros característicos: constante de red y poder resolutivo.
La constante de red es la inversa de la separación entre rendijas, o sea, el número de líneas que
contiene la red por mm. El número de líneas total de la red será entonces su constante de red
por la longitud de la misma.
El poder resolutivo indica la capacidad de separar longitudes de onda muy próximas entre sí.
Para una red de difracción con N líneas, el poder resolutivo se obtiene de la siguiente ecuación:
λ /d λ = mN en el caso de 100L/mm obtendremos
una separacion d λ de aproximadamente una centésima de la longitud de onda incidente.

12. ESPECTROFOTOMETRÍA VISIBLE
Se le llama espectrofotometría a la medición de la cantidad de energía
radiante que absorbe un conjunto de elementos o un elemento en su
estado puro, en función de la longitud de onda de la radiación lumínica y
a las mediciones a una determinada longitud de onda.
Un aparato capaz de obtener el espectro de una radiación, es decir, de
separar la radiación en sus componentes, se llama un espectroscopio.
Si el aparato es capaz de fotografiarla se llama un espectrógrafo, y si es
capaz de medirla diremos que se trata de un espectrómetro.
Cuando es capaz de medir también la intensidad de la radiación, se llama
espectrofotómetro. Nuestro interés radica en ésto último.

13. LA ESPECTROFOTOMETRÍA EN ASTRONOMIA.
RADIACIÓN DEL CUERPO NEGRO.
Se acostumbra a llamar “cuerpo negro” al cuerpo ideal que absorbe todas
las longitudes de onda y, por consiguiente, emite radiación también a
todas las longitudes de onda. Sería, en definitiva, un emisor perfecto de
radiación. A cada temperatura emitiría una cantidad definida de energía
por cada longitud de onda.

14. ESPECTRO DE RADIACIÓN SOLAR
La figura siguiente representa la distribución de intensidad emitida en función de la longitud
de onda del espectro solar en comparación con la de un cuerpo negro a la misma temperatura.
Se puede observar su máximo en torno a las longitudes de onda del visible, cuya temperatura
asociada es de unos 6000º K.
El Sol, debido a las reacciones nucleares que hay en su interior, emite una radiación que tiene
todas las longitudes de onda (es un continuo). Sin embargo, esta radiación tiene que traspasar
todo el gas que hay en la superficie solar antes de llegar hasta nosotros, por lo que sufre varios
efectos.
Principalmente, absorciones y emisiones. Al tener que atravesar este espesor de gas, los
átomos de éste irán absorbiendo las longitudes de onda concretas que les permite saltar a
capas más externas. Y a su vez, al cabo de un tiempo estos electrones se desexcitarán,
emitiendo fotones de una determinada longitud de onda.

15. ¿QUÉ LONGITUDES DE ONDA LLEGAN A LA
SUPERFICIE TERRESTRE?
Debido a la absorción y/o reflexión en las distintas capas de la
atmósfera, la radiación solar que nos llega sólo puede atravesar
determinadas “ventanas”:

16. ESPECTROS ESTELARES
La luz que nos llega de una estrella proviene de su fotosfera.
Dependiendo de la temperatura de la misma el «color» que
percibiremos será aquel en donde se encuentra el pico de
emisión, siguiendo la Ley de Wien según la cual la longitud de
onda máxima es inversamente proporcional a la temperatura.
En primera aproximación la distribución de longitudes de onda
alrededor del máximo debería de ser el del cuerpo negro
correspondiente a la temperatura.
Sin embargo lo que se obtiene es que la curva registrada
después de dispersar la radiación procedente de la estrella en
sus diferentes longitudes de onda presentará discontinuidades,
líneas en donde el color ha sido absorbido por los átomos que
constituyen la fotosfera de la estrella.

17. Cuando la frecuencia de la radiación emitida por la estrella coincide con
el salto energético entre dos niveles para un determinado átomo o
molécula, este absorbe esa energía, que desde ese momento nos llegara ya
sin esa frecuencia.
Como cada tipo de átomo o molécula absorbe radiación a una frecuencia
característica y conocida, el reconocimiento de esta frecuencia permite
identificar el átomo o molécula implicado, y por lo tanto la composición
de la fotosfera de la estrella. Aquí mostramos el espectro óptico de Vega.
(fuente: http://www.ps.uci.edu/)

18. EL STAR ANALYSER 100

19. Joan Genebriera, Observatorio de Tacande

20. Joan Genebriera, Observatorio de Tacande

21. Joan Genebriera, Observatorio de Tacande

22. Y para terminar
aquí unos
ejemplos de
espectros
estelares.
(Imagines saturadas, por
lo que no se pueden
apreciar las lineas de
absorción).
Autores: Espectros estelares
Domínguez J.; Ramos S.; Cardenal V.;
Rodríguez R.

23. FIN
ANIMO A TODOS LOS AQUÍ PRESENTES A
QUE SE APUNTEN A HACER
ESPECTROSCOPÍA (el año que viene y si los
supertacañones lo aprueban) Y ASÍ PODER
“TOCAR LAS ESTRELLAS”, COMO DECÍA
UNO QUE AHORA NO ME ACUERDO.
MUCHAS GRACIAS POR AGUANTAR EL
ROLLO.
«A través de un minúsculo puntito de luz, al
que identificamos como una estrella, galaxia
o nebulosa muy lejana, somos capaces de
definir la edad, historia, evolución y futuros
acontecimientos que acompañan al objeto
estudiado, y en el descubrir los principios
que dieron origen al Universo tal y como hoy
lo conocemos.»
http://www.aesesas.com/