Gotas de Ciencia


Espectroscopía: una Herramienta para la Astronomía

publicado a la‎(s)‎ 18 nov. 2013 23:39 por RUID0AZUL



Espectroscopía: una Herramienta para la Astronomía (texto de Alvaro López Andrade)



La espectroscopía inicialmente significaba el estudio de la radiación luminosa y su interacción con las sustancias químicas a través de sus espectros de líneas que se producen cuando la luz pasa por una angosta rendija vertical y luego el rayo de luz atraviesa un prisma. Actualmente la la espectroscopia tiene varios significados y aplicaciones.

Después de que el rayo de luz ha cruzado el prisma se difracta separándose en los distintos colores (ondas de distintas longitudes) que al proyectarse en una superficie o pantalla se le denominan “espectros” que de acuerdo a su origen pueden ser de tyres tipos: Contínuo, de absorción y de emisión.



Espectro Contínuo

El estudio formal de los espectros se inició cuando Isaac Newton hizo pasar luz blanca a través de un prisma y como resultado de este hecho, se formó el espectro colorido y continuo con los colores que son conocidos en el arco iris. Este espectro es la separación de la luz en sus diferentes longitudes de onda manifestadas como colores que abarcan desde el rojo hasta el violeta sin interrumpir su continuidad.











Espectro de Absorción

Posteriormente, fueron descubiertos los espectros en los que aparecían franjas obscuras como si hubiesen extraído varias franjas de color del espectro continuo. Este espectro se logra cuando se interpone un elemento químico como el hidrógeno (o cualquier otro elemento químico) se interpone entre la fuente luminosa y el prisma de difracción y las líneas que se observan son obscuras en un fundo colorido. La ausencia de color se interpreta como las longitudes de onda que absorbe el hidrógeno o algún otro elemento, el espectro se muestra en la figura siguiente .












Espectro de Emisión

El espectro de emisión se produce cuando se hace pasar corriente eléctrica a alto voltaje a un gas contenido en un tubo a baja presión 0.001 milímetros de mercurio (mm de Hg), y se emiten radiaciones que constituyen el espectro de líneas luminosas en un fondo oscuro. También se forma el espectro de emisión cuando alguna sustancia sólida o en solución se calienta a la flama y a consecuencia de ello se produce cierta luminosidad que si se hace pasar a través de un prisma, se observa una serie de líneas de colores que son perceptibles a través el espectroscopio, y las longitudes de onda se ubican en la región visible.












Aplicaciones de la espectroscopía:

La espectroscopia en astronomía es un medio de información referente las estrellas que indican tres conceptos: la composición química, la temperatura y la velocidad a la que se mueve.



Composición Química.

Cuando la luz que emite algún elemento químico sometido a altas temperatura o alto voltaje, se hace pasar a través de un espectroscopio se observará que está constituida por un conjunto de líneas luminosas espectrales cuya cantidad, así como su posición en el espectro son exclusivas para cada elemento químico, de la misma manera que las huellas digitales identifica a cada persona.



Bunsen y Kirchof en 1859 elaboraron un patrón de espectros de líneas para una gran cantidad de elementos químicos con la finalidad de identificarlos a partir de la luz que emitían y al comparar las líneas de una fuente luminosa con los patrones de los espectros de hidrógeno, estroncio litio, sodio, etc. se deduce la presencia.












Temperatura de las estrellas

La cantidad de líneas oscuras observables en una estrella depende de temperatura y por ejemplo, se observan mayor cantidad de líneas en estrellas de temperatura de 4000 °C que a temperaturas tres veces mayores debido a que la mayor parte de los elementos químicos a temperatura elevadas, absorben radiación ultravioleta que es invisible.



Velocidad de las estrellas

La ubicación de las líneas del espectro respecto a un patrón de rederencia indica si la estrella se aleja o se acerca.









Referencia bibliográfica:

1. Bergamin David. El Universo.libros Tme-Life, Offset Multicolor, S. A.

2. Trifonov, D. N. y Trifonov, V. D. Cómo Fueron Descubiertos los Elementos Químicos, Ed. MIR, Moscú

3. Isaac Asimov. Introducción a la Ciencia, Ediciones Orbis, S. A.

4. http://planteayresuelve.wordpress.com/2011/02/05/issan-newton/

5. http://dannys6896.blogspot.mx/2013/04/espectros-de-emision-y-de-absorcion.html

ESPECTROSCOPIA Y DESCUBRIMIENTO DEL HELIO

publicado a la‎(s)‎ 18 nov. 2013 23:37 por RUID0AZUL



ESPECTROSCOPIA Y DESCUBRIMIENTO DEL HELIO

(texto e imágenes de Alvaro López Andrade)







Aproximadamente en el año de 1666, Isaac Newton, descubrió que cuando un haz de luz blanca atraviesa por un prisma óptico, se separa como una franja luminosa formada por varios colores que van del rojo al violeta. Esta franja multicolor fue llamada espectro visible. El prisma producía el mismo efecto que hacían las gotas de agua de la lluvia, separando los componentes cromáticos de la luz del sol y se formaba el arco iris







Newton puso de manifiesto que la separación de los colores se debía a que cada componente de la luz blanca tiene diferente grado de desviación al pasar del prisma hacia el aire, es decir, cada color tiene un índice de refracción muy propio, de manera que se separan al salir del prisma. Posteriormente Joseph Fraunhofer en 1814, realizó un experimento similar al de Newton, pero en este caso, hizo pasar un rayo de luz solar a través de una pequeña rendija (colimador) antes de llegar al prisma y la imagen obtenida consistía en el mismo espectro visible pero en él existían gran cantidad de líneas oscuras que daban la impresión de que faltaban esos colores y esas líneas atravesaban verticalmente la franja colorida del espectro visible. Actualmente se les denominan “Líneas de Fraunhofer”.



En 1842 cuando ya se había desarrollado la fotografía Daguerrotipo, Alexandre Edmond Becquerel fotografió las líneas del espectro solar y observó que aparecían siempre en la misma posición debido a que mostraban a los mismos elementos químicos que deberían estar en el Sol. Este hecho impulsó a varios científicos a emitir la hipótesis de que algunos elementos químicos contenidos en la atmósfera del Sol absorbían únicamente esas fracciones de la luz blanca proveniente de las capas solares más internas y que debido a su altísima temperatura emitían radiaciones luminosas.



Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen por el año de 1859 descubrieron en su laboratorio que cuando las sustancias químicas se someten a temperaturas de incandescencia, producen un espectro formado por líneas brillantes que en número y posición son exclusivas para cada elemento químico, dando la posibilidad de identificarlo mediante la comparación contra un patrón de líneas previamente establecido con el espectroscopio que ellos mismos desarrollaron.



El espectroscopio de Bunsen y Kirchhoff se aplicó para la luz solar y de otras estrellas y Angstrom logró identificar al hidrógeno contenido en el Sol al comparar sus líneas espectrales con las emitidas por este elemento químico.







En este momento había surgido la Astroquímica que de esta forma identificaba sustancias químicas, no sólo en la Tierra, sino también en las estrellas, cometas y en las atmósferas de algunos planetas.



Lo sorprendente para la ciencia fue que las líneas del espectro identificaban elementos aún no descubiertos y un caso sobresaliente se asegura que sucedió en 1868 cuando el astrónomo francés Pierre Jansen aplicó el espectroscopio (adaptado al telescopio) a la luz de las protuberancias solares durante el eclipse total de Sol sucedido el 18 de agosto de 1868, Al realizar el análisis comparativo de las líneas, se dice que Jensen no pudo identificar unas líneas con los patrones de los elementos descubiertos hasta esa fecha y se consideraba que esas evidenciaban la existencia de un nuevo elemento químico. Con cierta polémica de veracidad, sin embargo era evidente que se se había descubierto otro elemento químico y se le atribuye a Sir Norman Lockyer el hecho de asegurar que se trataba de un nuevo elemento y decidió llamarlo “Helio” que en griego significa Sol. Tuvieron que pasar varios años y fue hasta 1895 cuando W. Ramsay y W. Crookes lograron separar e identificar al Helio en nuestro planeta la Tierra y cuyas líneas espectrales coincidían con las observadas en el Sol.









Referencias bibliográficas:

1. Trifonov, D. N. y Trifonov, V. D. Cómo Fueron Descubiertos los Elementos Químicos, Ed. MIR, Moscú

2. Isaac Asimov. Introducción a la Ciencia, Ediciones Orbis, S. A.

3. http://planteayresuelve.wordpress.com/2011/02/05/issan-newton/



http://dannys6896.blogspot.mx/2013/04/espectros-de-emision-y-de-absorcion.html

Espectroscopía y Movimiento de las Estrellas

publicado a la‎(s)‎ 18 nov. 2013 23:36 por RUID0AZUL



Espectroscopía y Movimiento de las Estrellas (texto e imágenes de Alvaro López Andrade)



¿Cómo se observa la velocidad y distancia de las estrellas o galaxias?

Para dar respuesta a la pregunta, se requiere de evocar algunas experiencias cotidianas como cuando se escucha el sonido emitido por la sirena de alguna ambulancia; se aprecia mucho más agudo cuando se acerca y luego cambia a más grave cuando se aleja a este efecto que se denomina Efecto Doppler y se explica como una compresión de las ondas sonoras cuando la fuente de sonido se acerca al observador y al alejarse, la onda se alarga porque debe recorrer mayor distancia para llegar al observador. La longitud de onda puede observarse el la figura como la distancia entre dos puntos máximos (crestas) consecutivos de la onda.

El físico Francés Fizeau indicó que las ondas luminosas, se comportan de igual manera que las ondas de sonido ya que la luz tiene características ondulatorias y la longitud de onda es más compacta cuanto más se acerca al extremo violeta del espectro luminoso y en consecuencia, serán más expandidas hacia la región del rojo.







Fizeau también hizo la observación de que el efecto Doppler con las ondas luminosas es más evidente en las líneas del espectro que produce el hidrógeno existente en las estrellas que en comparación con un patrón de líneas que espectroscópicamente registraron Bunsen y Kirchhof para el elemento químico hidrógeno. En esa comparación, se observó que las líneas espectrales son las mismas y únicamente su posición en algunos casos se había desplazado hacia las regiones del rojo y en otros hacia el violeta, lo que se denomina “Corrimiento hacia el Rojo o al Violeta” y a este efecto luminoso ahora se le denomina Doppler-Fizeau que hace referencia al acercamiento o alejamiento de alguna estrella respecto a la Tierra como se muestra en la siguiente figura:










Hermann Carl Vogel en 1889 comprobó este hecho al observar que una estrella llamada Algol presentaba el corrimiento de sus líneas se alternaba en forma periódica hacia el violeta y hacia el rojo, que relaciona su acercamiento y alejamiento de la Tierra y también significa que su trayectoria es una órbita y su ciclo se puede calcular midiendo el tiempo de ambos corrimientos.

Otro hecho de importancia resulta la intensidad luminosa de las estrellas y su relación con su distancia de nuestro planeta Tierra; el brillo de dos estrellas del mismo tamaño puede apreciarse de distinta intensidad debido a que la más tenue debe encontrarse a mayor distancia.

Con estos parámetros, los primeros astrónomos tenían datos para continuar con los estudios científicos de la distancia y ubicación de las galaxias junto con su velocidad de desplazamiento y bajo esas circunstancias, el astrónomo, Sliper, midió la velocidad de la galaxia Andrómeda en términos del grado de desplazamiento de las líneas y el resultado fue de 200 Km/seg y como dato adicional de mayores cálculos, También notó que la mayor parte de las galaxias se alejaban de la Tierra.

Hubble en sus estudios detectó una relación directa entre el corrimiento hacia el rojo (que indica la velocidad) y la luminosidad de las galaxias (que indica la distancia) y en base a sus observaciones establece una ley que lleva su nombre “Ley Hubble” y que especifica la velocidad conque se aleja la galaxia, es directamente proporcional a su distancia.

El análisis espectroscópico de la luz de las estrellas es la forma más precisa de conocer el movimiento de las estrellas que se ubican dentro y fuera de nuestra galaxia, y también es útil para conocer su composición química. Estos hechos científicos demuestran que el Universo está en expansión y que no es una bóveda como un domo donde las estrellas estaban fijas y caprichosamente ubicadas en ese maravilloso firmamento, tal como en la antigüedad se suponía que era su existencia.







Breves referencias bibliográficas:

1. Atlas del Cielo, Susaeta Ediciones, S. A.

2. Isaac Asimov, Nueva Guía de la Ciencia, RBA, Editores

3. http://media4.obspm.fr/public/VAU/temperatura/radiacion/fizeau/INTRODUCTION/index.html

4. http://es.wikipedia.org/wiki/Efecto_Doppler_relativista

El Origen del Universo y el Big Bang

publicado a la‎(s)‎ 18 nov. 2013 23:33 por RUID0AZUL



Para la humanidad siempre ha existido el interés del conocimiento y sobre todo contestar la pregunta ¿Cómo se formaron todas las cosas? ¿Cómo fue el origen del Universo? y resulta extraordinariamente difícil de dar una respuesta lógica y coherente y por lo mismo surgen infinidad de leyendas, hermosas mitologías de distintas civilizaciones entre ellas las egipcias, así como los Mayas, sin faltar los conceptos religiosos que basan sus teorías en dogmas de fe.

Con el desarrollo científico y tecnológico en la astronomía y espectroscopia se ha obtenido información que conducen a una razonable deducción del origen del Universo. En ese sentido se dispone del efecto Doppler-Fizeau el análisis del espectro de la radiación luminosa de las estrellas que describe la compresión de las ondas de luz cuando alguna estrella se acerca a la tierra y su respectiva expansión cuando se aleja. Este efecto se hace evidente mediante la ubicación de las líneas oscuras del espectro producido por el hidrógeno que existe en las estrellas. Las líneas de absorción (líneas de Fraunhofer) se desplazan hacia la región roja si la estrella o galaxia se aleja, si por el contrario, la fuente luminosa de acerca a la Tierra las líneas tienen un corrimiento hacia la región violeta del espectro.



Al observar y medir el efecto Doppler en las galaxias, el astrónomo, Slipher notó que en la gran mayoría de las galaxias mostraban el corrimiento hacia el rojo, es decir, se alejaban. Hubble otro astrónomo estadounidense, se dedicó al estudio del alejamiento de las galaxias y comprobó que la velocidad en que se alejan es proporcional a la distancia. Hasta este punto surgió el siguiente razonamiento; si las galaxias tienen movimiento y se van alejando, algo las puso en movimiento y su constante expansión significa que en un principio tuvo un origen en determinado punto en el tiempo y el espacio en donde sólo una Gran Explosión de magnitud impresionante aceleró y expulsó a toda la materia del Universo.



El astrónomo belga George Lemaitre que previamente había sido nombrado sacerdote católico, desarrolló la hipótesis que describía la creación del Universo como una explosión y expansión de masa-energía.

Si se considera a esta explosión como el origen del Universo, junto con ella, se emitió muchísima energía en forma de radiaciones y la temperatura inicial debió de ser varios millones de grados. Junto con a la expansión, la temperatura del Universo se ha enfriado y se considera que actualmente es de -270 ° C (3 ° Kelvin).



La energía y el Big Bang

En 1949. el físico Gamow denominó a esta explosión como Big Bang y aseguró que la energía en forma de radiación que se había perdido en la expansión del Universo, debería de existir en el firmamento como radio-ondas que emite la materia a temperatura de 5 ° kelvin o -268 °C lo que se llama Radiación de Fondo. Esta característica es similar a las radiaciones infrarrojas que emiten los objetos calientes, y que únicamente se detectan a través de equipo o cámaras fotográficas sensibles a esa radiación.



En 1964, losfísicos Arno Penzias y Robert Wilson buscaban microondas procedentes de nuestra galaxia mediante su radiotelescopio de 6 metros de diámetro, pero la emisión de radiación detectada fue de aparente interferencia, casi un caos que en primera instancia creyeron que el excremento de las palomas en el radar causaba esa interferencia, pero limpio el radar, la señal persistía y se detectaba desde todas direcciones con lo que concluyeron que se trataba de la Radiación de Fondo que había predicho Gamow y correspondían a una temperatura del Universo a -270 ° C (3° Kelvin). A partir de estos resultados la teoría del Big Bang se hace más evidente y es más aceptada científicamente.





Otra evidencia a favor de la Teoría del Big Bang es la cantidad proporcional de hidrógeno y helio que existente en las estrellas y las galaxias. Para la formación del helio, se requiere que cuatro núcleos de hidrógeno se transformen en uno de helio quedando la proporción de 3 a 1 respectivamente. En este punto es conveniente recordar la gran energía que tienen 4 núcleos de hidrógeno se reduce drásticamente al fusionarse para formar un núcleo de helio y esta diferencia representa la fuente principal de la energía que emite el sol y todas las estrellas de las galaxias. Los resultados de la espectroscopía confirman que en el Universo existen 75 % de hidrógeno por 25 % de helio.



Es el Big Bang la forma científica más creíble que justifica la energía y movimiento de todos los astros del Universo y que sigue en expansión y enfriándose.





Breve bibliografía:

1. Atlas del cielo; Susaeta Editores, S. A.

2. Big Bang; La Historia del Universo, Casa Autrey, S. A. de C. V.

3. Isaac Asimov. Nueva Guía de la Ciencia. RBA Editores, S. A.

4. http://astrojem.com/teorias/teoriabigbang.html

5. http://www.youtube.com/watch?v=2mC2DM8xQPA&hl=es

1-4 of 4