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Astrofísica – Espectroscopia

Publicado por Monica González

Una carga en reposo genera un campo eléctrico en su entorno. Si esta carga estuviese en movimiento, el campo eléctrico en una posición cualquiera estará variando en el tiempo y generará un campo magnético que también varía con el tiempo.

Estos campos en conjunto, constituyen una onda electromagnética, que se propaga inclusive en el vacío James Clerk Maxwell demostró que la luz de es una onda electromagnética.

La intensidad de luz en diferentes amplitudes de onda, son llamadas como espectros. Caso toda información sobre las propiedades físicas de las estrellas son obtenidas directa o indirectamente de sus espectros, principalmente sus temperaturas, densidades y composiciones.

Isaac Newton demostró en 1665-66 que la luz blanca, como la luz del Sol, al pasar por un prisma se descompone en luz de diferentes colores formando un espectro igual al del arcoíris.

En 1802, William Hyde Wollaston observó que pasando la luz solar por una hendidura y luego por un prisma, aparecían algunas líneas obscuras en el espectro que el interpretó como límite de los colores.

Estas líneas son imágenes de la hendidura del espectrógrafo en diferentes largos de onda. Hasta 1820, el fabricante de instrumentos de vidrio (lentes, prismas, microscopios y telescopios) alemán Joseph von Fraunhofer de Munich, había contado 574 lineas oscuras en el espectro solar, llamadas luego como líneas de Fraunhofer.

Para 324 de estas líneas, Fraunhofer le dio el nombre de letras mayúsculas: A, B, C… para las líneas más fuertes y minúsculas para las más débiles, comenzando con A en el rojo.

Fraunhofer también observó líneas en los espectros de las estrellas Sirius, Castor, Pollux, Capella, Procyon y Betelgeuse.

En verdad, Fraunhofer utilizaba las líneas del espectro solar para calibrar sus instrumentos (vidrios y prismas), que eran los de mejor calidad fabricados en aquella época.

Como pequeñas variaciones en la cantidad y mezcla del cuarzo (SiO2), cal (CaO) y soda (carbonato de sodio, Na2CO3) que componen el vidrio (principalmente SiO4) hacen que los prismas fabricados desplacen la amplitud de onda en diferentes ángulos, Fraunhofer usaba las líneas del espectro solar para determinar las propiedades de los vidrios.

40 años después las líneas fueron identificadas por Gustav Robert Kirchhoff siendo:


Variación del espectro continuo con la temperatura

Espectros de las estrellas por clase espectral, graficados con Ley de Planck a temperatura indicada, de 3000 Å a 18 000 Å.

La curva de distribución de energía de un espectro continuo tiene forma similar a la de un cuerpo negro, o sea, sigue aproximadamente la Ley de Planck. Por tanto cuanto mayor la temperatura, mayor la intensidad de la radiación y menor la amplitud de onda en que ocurre el pico de la intensidad.

Como vimos, la relación entre la amplitud de onda en que ocurre el pico de la intensidad (λmax) esta dada por la Ley de Wien:

En 1856, el químico alemán Robert Wilhelm Bunsen inventó el mechero de gas (mechero bunsen), cuya ventaja era de tener llama incolora. Cuando un elemento químico era colocado sobre la llama, los colores emitidos eran los de la substancia y no los de la llama.

Los gases calientes observados por Kirchhoff e Bunsen no emitían un espectro contínuo. Ellos descubrieron que cada elemento generaba una serie de líneas diferentes. Por ejemplo, el neón tenía líneas sobre el rojo, el sodio tenía líneas sobre el amarillo y el mercurio líneas sobre el amarillo y el verde.

Estas líneas eran todas brillantes, en tanto las líneas de Fraunhofer eran oscuras. Kirchhoff (asistente de Bunsen) quería confirmar que las líneas oscuras D descubiertas por Fraunhofer eran líneas de sodio.

Para ello, el pasó la luz del sol a través de una llama de sodio, esperando que las líneas del sodio llenasen las líneas oscuras del Sol. Para su sorpresa, las líneas D aparecían más fuertes más oscuras.

Entonces substituyó el Sol por un sólido caliente. La luz del sólido que pasaba por la llama presentaba las mismas líneas oscuras del Sol, en la posición de las líneas del sodio.

Entonces concluyó que el Sol era un gas o solido caliente envuelto por un gas más frío. Estas capas más frías y eran las que producían las líneas oscuras del Sol. Comparando el espectro, el descubrió líneas  de Cr, Co, Zi, Mg, Ca, Ba y Ni en el Sol.

De sus experiencias, Kirchhoff formuló las tres leyes empíricas de la espectroscopia, para determinar la composición de una mezcla de elementos.

 

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