1 Espectroscop´ıa visual - Universidad Complutense de Madrid

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Departamento de Astrofı́sica
Técnicas-01/98
Facultad de Ciencias Fı́sicas. Universidad Complutense de Madrid
1 Espectroscopı́a visual
OBJETIVOS
• Observación del espectro solar en baja resolución.
• Identificación de lámparas de alumbrado a través de su espectro.
• Identificación de lı́neas espectrales del fondo de cielo.
• Construcción de un espectrógrafo simple.
MATERIAL
• Espectrógrafo portátil de transmisión.
• Espectros de lámparas.
• Red de transmisión.
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Introducción
En esta práctica se utiliza un espectrógrafo simple cuyo dispersor es una red de transmisión para
observar visualmente espectros de las fuentes que contribuyen al fondo de cielo. La iluminación
artificial exagerada es uno de los principales problemas con los que se encuentra el observador
astronómico, bien sea aficionado o profesional. Su uso indiscriminado ha llevado al cierre de
observatorios cercanos a las ciudades ya que imposibilita el estudio de objetos débiles aunque se
disponga de grandes telescopios. Tambien impide de hecho la contemplación del cielo estrellado
en las grandes ciudades. Por eso, la contaminación luminosa (exceso de iluminación sobre la
necesidad real de las ciudades) es combatida tanto por los observatorios como por asociaciones
astrónomicas de aficionados.
En contra de lo que normalmente se piensa las lámparas menos dañinas para la Astronomı́a
son las más eficaces del mercado ya que las otras emiten gran cantidad de fotones UV que no
tienen utilidad en luminotecnia. Las menos perjudiciales son las de vapor de sodio de baja
presión (véase figura 1 y la versión en color que se proporciona al realizar la práctica) que emiten
prácticamente en una lı́nea estrecha del espectro, dejando limpio el resto. Además consumen 5
veces menos que las incandescentes, 2.2 menos que las de mercurio y 1.5 menos que las de vapor
de sodio de alta presión. Estas otras lámparas emiten en un continuo muy amplio y salpicado
de lı́neas espectrales brillantes que son muy difı́ciles de substraer del espectro del objeto celeste
de nuestro estudio.
Técnicas experimentales en Astrofı́sica
Práctica 1
Figura 1 Espectro del Sol, del Sol a través de filtros y de varias fuentes de
contaminación. Finalmente se muestra el espectro combinado de fondo de cielo
producido por la iluminación urbana (Di Cicco, Sky & Telescope March 1979,
p. 231).
Figura 2 Espectros de lámparas de alumbrado público indicando la zona del
espectro que se desperdicia pero influye negativamente en las observaciones
astronómicas (http://www.iac.es/galeria/fpaz/otpc.htm)
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Técnicas experimentales en Astrofı́sica
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Práctica 1
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El espectroscopio
El espectroscopio empleado en esta práctica fue diseñado por Projectstar (Science Teaching
through its Astronomical Roots), en el CfA Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics y es
comercializado por Learning Technologies (http://www.starlab.com/).
El esquema es muy sencillo (véase la figura 3): una rendija en la parte frontal (1) permite la
llegada de luz del objeto motivo de nuestro estudio a una simple red de transmisión (3) que actua
como dispersor de la luz. Si colocamos el ojo a continuación observaremos un espectro de este
objeto como si estuviera proyectado en una escala (2) marcada en nanometros (nm = 10 −6 m) y
en electrón-voltios (1 eV = 1.6022 10−19 julios). De esta forma, si la escala está bien graduada
podemos leer la longitud de onda de las lı́neas que aparecen en el espectro. La posición de la
escala está calculada de forma que el espectro (orden m=1) aparezca sobre la misma (véase en
el apéndice las ecuaciones de una red de transmisión).
Figura 3 Esquema del espectroscopio empleado en la práctica. (1) marca la
rendija, (2) la escala donde se mide el espectro y (3) la red de difracción. El
orden m=1 sale con una desviación de 23.5o para λ= 550 nm ya que la red
posee 750 trazos/mm.
Enseguida se aprende a utilizar este espectroscopio ya que basta con apuntar el mismo hacia la
fuente de luz, teniendo cuidado en que ésta entre a través de la rendija. En la carcasa se encuentra
una tabla con las longitudes de onda de lı́neas espectrales comunes que se pueden encontrar en
el espectro solar o de lámparas. Como precaución se recomienda no apuntar directamente al Sol;
si se desea observar el espectro solar debe apuntarse a una pantalla iluminada, a una nube o al
cielo.
La red de difracción puede ser girada para conseguir alinear sus trazos con la orientación de la
rendija. De esta manera se consigue que el espectro aparezca centrado en la escala y las lı́neas
espectrales aparezcan perfectamente.
Técnicas experimentales en Astrofı́sica
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3.1
Práctica 1
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Realización de la práctica
Calibración
La escala graduada debe estar calibrada si se desea identificar lı́neas espectrales. Para ello se
apunta a una lámpara fluorescente y se ajusta la escala (desde la parte frontal) de forma que la
lı́nea verde que aparece coincida con la marca de 546 nm (Hg I). Tambien aparece otras lı́neas
de mercurio Hg I 436 nm y el doblete 577,0-579,1 nm.
Existen un gran número de fuentes de emisión cuyo espectro es interesante de observar. Se
recomienda experimentar y como ejemplo se pueden observar los espectros de: fluorescentes en
perfecto estado y los que funcionan mal, fuentes fosforescentes, tubos de gas, diodos luminosos,
fuegos artificiales, lámparas halógenas etc.
3.2
Identificación del espectro del Sol
Si apuntamos a una nube, al cielo de dı́a o incluso a la Luna con el espectroscopio observaremos
el espectro del Sol que consiste en un continuo con un conjunto de lı́neas de absorción: las lı́neas
de Fraunhofer.
Ion
Fe I
Fe I
Fe I
Ca II
Ca II
Hδ
Ca I
Hγ
ldo (nm)
358.1
373.5
382.0
393.4
396.8
410.2
422.7
434.0
Nombre
N
M
L
K
H
h
g
G’
Ion
Fe I
Hβ
Mg I
Mg I
Mg I
Na I
Na I
Hα
ldo (nm)
438.4
486.1
516.7
517.3
518.4
589.0
589.6
656.3
Nombre
d
F
b4
b2
b1
D2
D1
C
Table 1: Principales lı́neas de Fraunhofer
Intentaremos observar e identificar el mayor número posible de lı́neas y ordenarlas de mayor a
menor intensidad.
3.3
Identificación de lı́neas espectrales del fondo de cielo
en el alumbrado urbano
Las lámparas del alumbrado público, las que iluminan los anuncios, aparcamientos al aire libre,
pistas de tenis, aeropuertos etc. envı́an una parte importante de su luz hacia el cielo. Esto
significa una pérdida de energı́a y, como hemos visto, un problema para la observación nocturna.
En el espectro de un objeto celeste aparece, además del espectro de dicho objeto, un espectro del
fondo de cielo superpuesto. Este alumbrado es el principal contribuyente las noches sin Luna.
Tambien aparecen en el espectro bandas de O2 (300-400 nm) y de OH (λ por encima de 600 nm)
en emisión y lı́neas aurorales como [OI] 555.7,630.0, 636.3 nm formadas todas ellas en nuestra
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Práctica 1
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atmósfera y que nada tienen que ver con la contaminación luminosa. La luz del Sol reflejada en
la Luna y la luz zodiacal pueden producir un espectro solar débil que se suma al fondo de cielo.
En las siguientes figuras se muestra el espectro del fondo de cielo obtenido en el Observatorio
de Lick (California, Estados Unidos) en el año 1988 mostrando el incremento en iluminación de
la ciudad de San José con lámparas de mercurio y sodio de alta presión (Osterbrock & Martel,
1992 PASP 104,76).
Figura 4 Espectro de fondo de cielo obtenido en el observatorio Lick en 1988 donde se observan
lı́neas de mercurio y sodio procedentes del alumbrado urbano de San José (California).
Localizaremos (en nuestro barrio, en autovı́as, en edificios iluminados por la noche, etc.)
lámparas de alumbrado de diferentes tipos de acuerdo a su espectro. Se trata entonces de
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Práctica 1
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identificar para cada tipo de luminaria del alumbrado público las lı́neas que aparecen en estos
espectros. Los resultados se presentarán listando el lugar, el tipo de lámpara, el continuo y las
lı́neas espectrales. Identificaremos cuales son más perjudiciales para la observación astronómica.
3.4
Construcción de un espectroscopio
Como trabajo final construiremos un espectroscopio simple a partir del esquema de la figura 5 y
utilizando material que tengamos accesible. La parte fundamental (el dispersor) es una red de
transmisión en acetato que se proporciona enmarcado en cristal para evitar su deterioro.
Figura 5 Espectroscopio sencillo.
Cada grupo diseñará y elaborará su espectroscopio que puede ser tan elaborado como se desee.
El diseño más sencillo consta de un tubo de cartón que tiene una rendija en un extremo y la red
en el otro. La rendija puede elaborarse con dos cintas opacas de plástico, cortando una pieza de
cartón, con dos cuchillas etc. El instrumento se presentará con los resultados de la práctica.
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APENDICE I: Redes de transmisión
La mayor parte de las redes de transmisión (las de amplitud) poseen surcos que paran o difunden
gran parte de la luz que incide en su superficie. El resto de luz, que es transmitido a través de las
zonas transparentes de la red, interfiere para producir el diagrama caracterı́stico de interferencia.
Por eso gran parte de la luz acaba en el orden cero: dispersión nula.
Las redes de transmisión de fase (como la redes holográficas que se emplean en esta práctica)
varı́an de forma periódica la fase de la onda incidente pero no la amplitud y por lo tanto gran
parte de la luz se emplea en el primer orden (m=1) que de esta forma es más brillante. La
profundidad de los surcos se ha calculado para que en incidencia normal el orden m=0 tenga
mı́nima intensidad (interferencia destructiva para λ = 550 nm). La ecuación de la red,
m λ = σ(sen θi − sen θm )
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Práctica 1
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donde m es el orden, σ el paso de la red y θi y θm los ángulos de incidencia y de salida. Para
λ = 550 nm en el orden m = 1, θm = 0o (véase la figura 2) se consigue con θi ' 24o cuando
el paso de la red es σ = 1/750 mm (750 trazos/mm). Este es aproximadamente el ángulo con
el que incide la luz que pasa por la rendija en la red. Nosotros vemos el espectro (orden m=1)
centrado (λ = 550 nm) en la perpendicular a esta red.
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APENDICE II: Referencias y direcciones
Información sobre la red de transmisión empleada se puede encontrar en:
Sadler, P. Physics Teacher oct 1991 p.423.
Sobre la protección del cielo se pueden consultar, “The Battle against Light Pollution” D.L.
Crawford & T.B. Hunter, Sky & Telescope, julio 1990, pag. 23, y, entre otras, las páginas web
siguientes:
• Oficina tecnica de proteccion del cielo (IAC)
http://www.iac.es/galeria/fpaz/otpc.htm
• Agrupacion Astronomica de Madrid: Grupo de Cielo Oscuro
http://www.iac.es/AA/AAM/oscuro.html
• International Dark-Sky Association (IDA)
http://www.darksky.org/
De estas direcciones de internet se ha obtenido información valiosa para redactar esta práctica
y en particular del Grupo de Cielo Oscuro de la AAM en la persona de Toño Bernedo.