Espectroscopia

Luz visible

La luz visible, del infrarrojo al ultravioleta, es sólo una pequeña gama de vibraciones del espectro electromagnético, sin embargo, tiene una importancia especial, ya que es la principal información traducida por nos ojos en relación con nuestro entorno. Joseph von Fraunhofer se observó por primera vez en 1814, a la luz visible del espectro solar, las líneas dichas « de Fraunhofer ». Esto óptico y físico alemán nació 06 de marzo 1787 en Straubing, Baviera, y murió en Munich 07 de junio 1826. Él inventó el espectroscopio en 1815 y fue el primero en estudiar la difracción de la luz utilizando redes ópticas (difracción de Fraunhofer). En esta época no sabemos la razón de la presencia de las líneas de Fraunhofer en el espectro visible de la luz. Sólo mucho más tarde, en 1860, Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) y Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) descubrió que las líneas espectrales de la luz emitida por un cuerpo incandescente, son una firma de identificación este cuerpo. Observando el espectro de la luz del Sol, reconocen varios elementos químicos en la Tierra como, el cesio y el rubidio. Por lo tanto, el Sol contiene los mismos elementos químicos que la Tierra, es una sorpresa.
La historia de la luz pasa a través de una serie de hitos en física, Christian Huygens y su teoría ondulatoria en 1678, el experimento de Young en 1801, las líneas de Fraunhofer en 1814, la difracción de Fresnel en 1815 que describe la naturaleza ondulatoria de la luz, el espectro solar de Bunsen y Kirchhoff en 1850, el electromagnetismo de Maxwell en 1864, la línea amarilla desconocido de helio en 1895, hasta Max Planck (1900) y Albert Einstein (1905) por la naturaleza corpuscular de la luz.

Imagen: Cúmulo globular Omega Centauri, la imagen tomada por la Wide Field Camera 3 (WFC3) de Hubble en 2009. Con una propiedad de la luz, el color se obtiene una serie de datos. Por ejemplo, las estrellas azules son jóvenes y muchas calientes, estrellas rojas son viejas y muchas menos calientes. El color también se utiliza para clasificar las estrellas según su tipo espectral con respecto a la temperatura. Los tipos espectrales van desde el violeta hasta el rojo más, es decir, del más caliente al más frío y se clasifican por letras O B A F G K M. Las estrellas O y B son azules, las estrellas A son blancas, las estrellas F y G son de color amarillo, las estrellas K son naranja, las estrellas M son rojas.
Crédito Imagen: NASA, ESA, and Hubble SM4 ERO Team.

Imagen: Sello alemán que conmemora el 200 aniversario del nacimiento de Fraunhofer (Alemania, 1987). El espectro emitido por un átomo que cuando se calienta, es discreto, que contiene sólo unos pocos rayos. Él aparece rayas de colores (líneas de emisión) sobre un fondo negro. Por el contrario, la luz blanca del Sol parcialmente absorbida (líneas de absorción) por los átomos calentados conduce a una disminución en la intensidad de la luz para las mismas longitudes de onda como aquellas longitudes emitidas. Después dispersión de la luz absorbida, parece rayas oscuras o negras en un fondo iridiscente (espectro de Fraunhofer). Estas propiedades de las moléculas y de los átomos son visibles en no sólo en el espectro visible sino también en todas las radiaciones, de las ondas de radio a las ondas gamma.

La espectroscopia para entender el Universo

La espectroscopia ofrece información sobre la naturaleza de nuestro universo y nos trae una gran cantidad de información sorprendente, más allá de nuestras expectativas. Ya con la color, propiedad de la luz, se obtiene una cierta cantidad de información. Por ejemplo, las estrellas azules son jóvenes y muy calientes, las estrellas rojas son viejas, menos masivas y mucho menos calientes, es ídem para las galaxias, algunos son generalmente azul y por lo que podemos deducir su edad. Muchas otras informaciones son cosechadas mediante el estudio del espectro electromagnético. La espectroscopia es el análisis del espectro de la luz visible o no, es decir, toda la radiación, desde las ondas de radio a las ondas gamma. Mediante el análisis de la luz que nos llega de un objeto celeste después difracción, se observa líneas de emisión y líneas de absorción. Las líneas de emisión y las líneas de absorción reflejan los niveles de energía de los átomos y por lo tanto los átomos mismos, presentes en las capas atravesadas por la luz. Líneas de emisión son las líneas de colores sobre fondo negro, emitidas por el objeto observado, mientras que las líneas de absorción son las rayas negras sobre fondo iridiscente, por lo tanto los colores absorbidos por los objetos atravesados ​​por la luz. Así las líneas de emisión son representadas inversamente con líneas de absorción. Por lo tanto, los científicos pueden reconstruir la composición química y también la cantidad de elementos de materia del objeto analizado. Las estrellas, las galaxias, las nebulosas, los quásares, las nubes de polvo o gas interestelar son todos los objetos analizados por espectroscopia.
El grosor de la línea de absorción o de emisión nos habla de la abundancia del elemento, « más la línea es gruesa, más hay elementos ».
Sobre un objeto distante se puede deducir su velocidad de movimiento, gracias al efecto Fizeau Doppler (1842). Cuando la estrella se está acercando del observador, las líneas de emisión será ligeramente desplazadas hacia el azul, cuando se aleja las líneas son desplazadas hacia el rojo. Este es el mismo fenómeno se observa con el sonido, cuando pasa una ambulancia, el sonido de la sirena es más y más grave, alejándose de nosotros. Gracias a este fenómeno, podemos observar un ligero desplazamiento de una estrella cuando un exoplaneta pasa por delante de ella. Esta observación revela la firma de la presencia de un exoplaneta orbitando una estrella. Además de su presencia se puede deducir su masa, su velocidad, su órbita,...). Midiendo el desplazamiento de las líneas espectrales de una estrella también puede medir su campo de gravitación, por la relatividad general, sabemos que hay un desplazamiento gravitatorio de las líneas espectrales proporcional a la masa del cuerpo y a su radio, eso es utilizado para analizar las enanas blancas, más el cuerpo es masivo más el desplazamiento es importante.

Cuando un elemento químico es atravesado por la luz blanca, el espectro colorido que nos llega después difracción, se compone de rayas negras, son las líneas de absorción características de los elementos químicos. Estas líneas son la firma de los componentes químicos atravesados por la luz. Por lo tanto, podemos conocer la composición química de una estrella porque la luz blanca de la fotosfera atraviesa los iones presentes en su atmósfera.
Para el mismo elemento, las líneas de absorción corresponden a las líneas de emisión (ver los 2 espectros de litio en la parte inferior de la imagen). Un elemento químico absorbe las radiaciones que es capaz de emitir, y por lo tanto las líneas de absorción y de emisión tener la misma longitud de onda. Las líneas negras en el espectro de absorción de litio corresponden a las líneas coloridas de su espectro de emisión.
Con La espectroscopia somos capaces de reconstruir la curva de rotación de una galaxia. En una galaxia, las estrellas están concentradas hacia el centro y se esperaba que la velocidad de las estrellas desde el borde de la galaxia es más bajo, pero eso no es lo que se observa en la espectroscopia, la velocidad sigue siendo la misma, esto confirma la presencia de materia desconocido (negro).
La espectroscopia también se utiliza en la observación de los brotes de rayos gamma. los brotes de rayos gamma (GRB) son radiaciones de muy alta energía, los flashes duran muy poco tiempo, unos pocos segundos, pero suficiente para obtener un destello visible, muy bajo, pero cuyo el espectro nos ofrece informaciones sobre la firma de los elementos de la estrella. Esto permite que se puede utilizar estos objetos como sondas para ver lo que el Universo se parecía en su juventud. A través de La espectroscopia, ahora sabemos la composición química del universo distante. Se identifica las líneas y se asigna a ciertos átomos que nos permite decir que las leyes, las constantes y los elementos químicos son las mismas en todo el universo observable.
Muchas otras informaciones se confirmaron por la espectroscopia como la medida de la temperatura de la radiación de fondo de microondas (CMB), que es 2,7° Kelvin, y que en el pasado el universo era más cálido. La espectroscopia no concierne sólo el rango visible del espectro electromagnético, también se aplica en los campos de baja energía (ondas de radio) hasta las altas energías (onda X, gamma).

N.B.: La difracción es el comportamiento de las ondas cuando encuentran un obstáculo que no es completamente transparente. La densidad de la onda no se conserva y la onda es dispersada por los puntos del objeto. La difracción es el resultado de la interferencia de las ondas emitidas por cada punto.

Imagen: el espectro de la luz visible que van desde el infrarrojo a los rayos ultravioleta, corresponde a longitudes de onda de 400 nanómetros en el violeta de 800 nanómetros en rojo, es decir, 4x10^-7 a 8x10^-7 metros. Entre la longitud de onda (λ) y la frecuencia (ν) existe la ecuación siguiente : ν = c / λ donde c es la velocidad de la luz es alrededor de 300.000 km/s.
En el espectro electromagnético de la luz visible del azul al magenta, cada color es un haz de luz visible con una magnitud asociada llamada longitud de onda. Un conjunto de rayos separados de acuerdo con su longitud de onda se llama espectro. La luz blanca descompuesta en un arco iris o dispersada por un prisma forma un espectro continuo, porque todos los colores están presentes.
A más baja frecuencia en la onda milimétrica se "ve" las moléculas, un gran número de líneas ofrecen nos informaciones en la presencia de moléculas, sin embargo 40% de las líneas no tienen equivalencia con las moléculas terrestres. Estas son las líneas prohibidas de ciertas especies atómicas o moleculares. Una línea de transición prohibida es una línea espectral emitida por los átomos efectuando transiciones de energía normalmente no permitidas por las reglas de selección de la mecánica cuántica.

Espectroscopia moderna

En 1814, Fraunhofer mide 570 líneas negras en la radiación solar compuesto de todos los colores del arco iris. La espectroscopia moderna puede detectar miles de otras líneas, que son la mayor información acerca de la fuente observada, debido a la descomposición de la luz. La mayor parte de nuestro conocimiento del Sol proviene de la información espectral. Las líneas de emisión y de absorción reflejan los niveles de energía de los átomos presentes en las capas atravesadas por la luz.
¿Por qué tiene tantas líneas de emisión en el espectro solar?
Todos los elementos químicos de la tabla periódica presentes en la Tierra, también están presentes en la superficie del Sol, en su atmósfera llamada la fotosfera. Todos los elementos, pero también todos los isótopos estable o no, cada elemento generará una línea en el espectro. Cada elemento químico tiene isótopos, esta propiedad nuclear es dependiente del número de protones. Por ejemplo, hierro 56 (26 protones y 30 neutrones) que es el nucleído estable más pesado, resultante de la nucleosíntesis estelar tiene veinte isótopos (54 Fe, 55 Fe, 56 Fe, 57 Fe, 58 Fe, 59 Fe , Fe 60,...). Por otra parte, en el horno solar se ionizan todos los átomos, cada uno de iones de hierro (Fe+, Fe2+, Fe3+,...) representa una especie química diferente, para su carga eléctrica es diferente. Todos los iones generarán diferentes líneas de absorción en el espectro solar cuando serán atravesados ​​por la luz que viene desde el centro del Sol.

En resumen, en el espectro solar se puede ver, todas las líneas de todos los niveles de energía de todos los iones, de todos los átomos y de todas las moléculas que se pueden ensamblar en la nucleosíntesis estelar. 40% de las líneas no han sido identificados. Estas son las líneas prohibidas de ciertas especies atómicas o moleculares. La información obtenida en el análisis de los espectros es muy rico y hay un claro vínculo entre la espectroscopia y los átomos y las moléculas del universo material. Gracias a las propiedades de la luz, la materia revela sus firmas en todo el universo y son idénticas (reconocibles), incluso después de haber atravesado el tiempo.


N.B.: Cada átomo se forma a partir de protones y de electrones. La energía del electrón en el repositorio puede tomar varios valores discretos, llamados niveles de energía. Cuando un electrón se mueve de un nivel mayor a un nivel inferior, se emite un fotón cuya la energía es igual a la diferencia entre las energías de los dos niveles. Por lo tanto, la luz emitida toma un valor discreto. Esto es lo que llamamos su espectro. Esto permite describir el átomo como emitiendo o absorbiendo una cierta cantidad de energía cuantificada (le fotón). Una línea de transición prohibida es una línea espectral emitida por los átomos efectuando transiciones de energía normalmente no permitidas por las reglas de selección de la mecánica cuántica.

Imagen: Cada elemento tiene una serie de líneas en el espectro electromagnético. El espectro de la radiación emitida por el elemento no es continua, y muchas rayas representan el elemento químico, es su firma. Aquí el espectro de nuestro Sol, en una escala de longitud de onda creciente de izquierda a derecha y de abajo hacia arriba a lo largo de cada banda. Cada una de las 50 rebanadas cubre 60 angstroms para un espectro completo sobre todo el alcance visual de 4000 a 7000 angstroms.
Imagen creada a partir un atlas digital (junio de 1984) con el espectrómetro de la transformada de Fourier al instalación solar del Observatorio Solar Nacional McMath-Pierce en Kitt Peak, Arizona.