Download Espectroscopia estelar - Química I

Departamento de Ciencia y Tecnología
QUIMICA 1
Comisión B
Dra. Silvia Alonso
([email protected])
Lic. Evelina Maranzana ([email protected])
Espectroscopía estelar
con webcam
Posible uso de una webcam
y una red de difracción para
el análisis espectroscópico
estelar
¿Qué es la luz ?
La luz (del latín lux, lucis) es una onda electromagnética,
compuesta por partículas energizadas llamadas fotones, capaz
de ser percibida por el ojo humano y cuya frecuencia o energía
determina su color.
Espectro
electromagnético
En términos generales, el espectro electromagnético abarca,
según un orden creciente de frecuencia:
• ondas de radio
• microondas
• rayos infrarrojos
• luz visible
• radiación ultravioleta
• rayos X
• rayos gamma
Espectro electromagnético
El espectro visible
La luz visible (al ojo humano)
forma parte de una estrecha
franja que va desde longitudes
de onda de 380 nm (violeta)
hasta los 780 nm (rojo). Los
colores del espectro se ordenan
como en el arco iris, formando el
llamado espectro visible.
Frecuencia y longitud de ondase
relacionan por la expresión:
donde c es la velocidad de la luz en
el vacío, frecuencia f ó ν, y
longitud de onda λ.
Espectroscopía ... ¿Para qué
sirve?
La espectroscopia se puede usar para averiguar muchas
propiedades de estrellas y galaxias distantes, tales como su
composición química y movimiento, mediante efecto
Doppler
Espectro solar de alta resolución que muestra miles de
líneas de absorción elementales (líneas de Fraunhofer)
Espectroscopia
Doppler
A.- .- Las líneas del espectro de una estrella que se mueve alejándose de la Tierra
se desplazan a longitudes de onda más largas (corrimiento al rojo) Por su parte, las
líneas del espectro de una estrella que se acerca a la Tierra, lo hace hacia
longitudes de onda más cortas (corrimiento al azul).
B.-Una lámpara ubicada dentro del telescopio sirve como un espectro comparativo
para permitir que los desplazamientos de las longitudes de onda de la luz de las
estrellas sea detectada.
Como funciona ...
Modelo atómico de Niels
Bohr
En 1913 Niels Bohr propone un nuevo modelo para el
átomo de Hidrógeno aplicando acertadamente la Teoría
Cuántica de la radiación de Planck. Su modelo está basado
en los siguientes postulados:
El átomo de hidrógeno consta de un
núcleo (+) y a su alrededor gira en forma
circular un electrón (-), de tal manera que
la fuerza centrífuga contrarreste la fuerza
de atracción electrostática.
El electrón sólo gira en determinadas
órbitas de radios definidos, llamados
también niveles cuantificados de
energía.
Niveles de energía
Mientras los electrones permanezcan en un
mismo nivel de energía (llamados estados
estacionarios por Bohr) no ganan ni pierden
energía.
Un electrón puede cambiar de un nivel a otro
dentro de un mismo átomo ganando o perdiendo
una cantidad de energía igual a la diferencia
existente entre ambos estados. De este modo,
todo cambio energético del electrón
corresponderá a saltos que haga entre los
estados estacionarios. Un átomo sólo emite
energía cuando un electrón salta de un nivel de
energía superior a otro inferior y absorbe energía
en caso contrario. La energía emitida o absorbida
por el átomo recibe el nombre de fotón o cuanto
de luz.
La línea roja en el espectro atómico es causada
por el salto del electrón de la tercera a la
segunda órbita
•Mientras los electrones permanezcan en un mismo nivel de energía
(llamados estados estacionarios por Bohr) no ganan ni pierden energía.
Evolución del modelo atómico
• En 1924 Louis de Broglie (Premio Nobel 1921)
propuso que el electrón tendría propiedades
ondulatorias y de partícula (al igual que la
energía lumínica).
• En 1926 Wener Heisenberg (1901-1976)
formula el Principio de Incertidumbre, el cual
establece que es imposible determinar
simultáneamente la posición y la velocidad
exacta de un electrón.
• En 1927 Erwin Schrodinger (1887-1961)
propone una ecuación matemática que da al
electrón el carácter de onda y de partícula
simultáneamente, ya que incluye la masa del
electrón y una expresión que puede
considerarse la amplitud de la onda de dicha
partícula. La ecuación de Schrodinger da la
posición más probable del electrón en un átomo
de hidrógeno, pero también establece que se le
puede encontrar en otras posiciones. En la
actualidad se emplean cálculos probabilísticas
para describir la posición, la velocidad y la
energía de los electrones en el átomo
Diagrama de HertzsprungRussell
Tipo espectral
Algunas características
Tipo
Temperatur
Líneas Espectrales
Espectral a (Kelvin)
28,000 oO
Helio ionizadoI
50,000
10,000 Helio, algo de Hidrógeno
BB
28,000
7500 Hidrógeno fuerte, algunos metales ionizados
AA
10,000
Hidrógeno, Calcio ionizado (marcados con H y K en
F
F
6000 - 7500
el espectro) e Hierro
Metales neutros e ionizados, especialmente Calcio;
G
G
5000 - 6000
banda G fuerte
K
K
3500 - 5000
Metales neutros, Sodio
M
M
2500 - 3500
Oxido de Titanio fuerte, Sodio muy fuerte
Estrellas
La espectroscopia astronómica comienza con las observaciones
iniciales de Isaac Newton de la luz del Sol, dispersada por un
prisma. Observó un arco iris de color, y quizá incluso líneas de
absorción. Estas bandas oscuras que aparecen en el espectro
solar las describió por primera vez en detalle Joseph von
Fraunhofer. La mayoría de espectros estelares comparten estas
dos características dominantes del espectro solar: emisión en
todas las longitudes de onda del espectro óptico (el continuum)
con varias líneas de absorción discretas superpuestas.
Denominaciones originales de Fraunhofer
(1817) para las líneas de absorción del
espectro solar
Letra
Longitud de onda
(nm)
A
B
C
D1
D2
E
F
G
H
K
759,37
686,72
656,28
589,59
589,00
526,96
486,13
431,42
396,85
393,37
Origen químico
O2 atmosférico
O2 atmosférico
Hidrógeno alpha
Sodio neutro
Sodio neutro
hierro neutro
hidrógeno beta
molécula CH
Calcio ionizado
Calcio ionizado
¿Qué podemos obtener? ...
Las líneas de absorción en los espectros estelares se pueden usar
para determinar la composición química de una estrella. Cada
elemento es responsable de un conjunto diferente de líneas de
absorción en el espectro, a longitudes de onda que se pueden
medir de forma extremadamente fiable mediante experimentos
en laboratorio. Por tanto, una línea de absorción en una longitud
de onda concreta en un espectro estelar muestra que ese
elemento debe estar presente. Las líneas de absorción del
hidrógeno (que se encuentra en la atmósfera de casi cualquier
estrella) son particularmente importantes. Las líneas del
hidrógeno que se encuentran dentro del espectro visible se
denominan líneas de Balmer.
¿Cómo obtener el espectro?
Elementos necesarios:
• Red de difracción
• Webcam
(preferentemente CCD)
• Telescopio
• Software para
procesamiento
• Mucha paciencia ...
¿Cómo funciona ??
Algunos resultados
SUPERNOVA sn2004dj en NGC2403
En agosto de 2004 una estrella en la galaxia NGC2403
estalló como supernova. Este espectro de la supernova
fue tomado cuando la magnitud era +12, usando un
reflector de 200mm y una cámara de video vigilancia
modificada para largas exposiciones.
M57
Imágenes de Chris Baddiley usando el StarAnalyser con
un telescopio de 175m m F6 Maksutov y webcam de
Philips ToUcam modificada.
Eclipse de sol
Nova RS OPHIUCHI 2006
Este espectro fue registrado usando una webcam y un
telescopio de 200mm de apertura, magnitud visual 10, 70
días después del outburst.
Delta Scorpii
Maurice Gavin
Gamma Crux
Aldebaran
Betelgeuse
WR137 - Wolf-Rayet
Eta
Carinae
Nova SCORPIIi V1280
En el momento que serealizo este trabajo la magnitud rondaba el valor 5, aunque
tuvo su máximo la noche del 15 al 16 de febrero de 2007 en magnitud 3,7 Las
coordenadas (J2000) de la V1280 Sco son: AR=16h 57m 40,91s y Dec=-32° 20´
36,4" y fue descubierta independientemente por Y. Nakamura y Y. Sakurai,
cuando tenia magnitud 9,9.
Para aprovechar este evento, la madrugada del pasado día 24 de Febrero, Juan
Antonio González, Leo Martín y Joan Genebriera, tomaron una serie de
espectrogramas que cubren todo el espectro visible y el IR cercano desde el
Observatorio de Tacande.
M45
Proyectos futuros
• Alentar el desarrollo de
esta actividad
• Capacitar y capacitarse
• Perfeccionar métodos y
materiales
• Colaboración entre
aficionados