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En esta actividad explico cómo puedes construir un instrumento sencillo que te permitirá descomponer la luz y estudiarla, además incluyo una explicación acerca de lo que verás a través de él.
(Para ilustrar esta actividad he puesto bastantes fotografías por lo que seguramente esta página puede tardar algo en cargarse. Si quieres puedes ir leyendo el texto mientras se van cargando. He intentado que las fotos ocupen lo menos posible con la menor pérdida de información posible, pero aun así puede que tarde algo).
Si haces reflejar la luz del Sol sobre un CD, verás el espectro "desenfocado" del Sol.
ATENCIÓN: Este experimento requiere la presencia de un adulto.
Para esta actividad necesitarás:
1. Algunos de los materiales que necesitaremos para esta actividad.
2. Recorta los esquemas, ponles pegamento, pégalos en la cartulina y córtalos.
3. Con la ayuda de una regla, haz los pliegues tal como se ve en la foto. Recorta el cuadrado que aparece en una de las caras.
4. Haz marcas en el CD señalando el grosor de una de las caras.
5. Con mucho cuidado para que el CD no se quiebre, córtalo poco a poco, desde esas dos marcas hasta el centro del CD, como si se tratase de una porción de queso.
6. Sitúa la porción de CD dentro de la caja, tal como muestra la fotografía. Procura dejar unos 2cm respecto a la parte posterior de la caja. Fíjalo con celo o con pegamento.
7. Ahora vamos a hacer la rejilla. Corta dos trozos pequeños de la tarjeta del tren (o cualquier tarjeta con bordes muy lisos y sin rugosidades) y pégalos sobre cinta aislante o celo de tal forma que sobresalgan ligeramente. Luego sitúalos por detrás del cuadrado que antes cortaste, de tal forma que la separación entre ellos sea inferior a un milímetro. Procura que estén en posición horizontal y paralelos entre sí.
8. Ahora unimos los dos cartones. Pon pegamento a la lengüeta y une ambas partes, procurando que queden perfectamente alineadas (para asegurar esa unión puedes poner celo o cinta aislante). Verás que la longitud de esa pieza es más corta que el resto del esquema, y que en una parte no tiene lengüeta, esa parte corresponde a la parte posterior del espectroscopio, desde donde observaremos el espectro. La parte que tiene la lengüeta irá unida a la cara en la que se encuentra la rejilla, tal como se muestra en la fotografía.
9. Pegamos todas las lengüetas a las caras y el resultado tiene que ser "parecido" al que muestra la foto. Comprueba que no entre luz dentro de la caja excepto a través de la rejilla y la abertura posterior. Si entrase, prueba a tapar esos agujeros con cinta aislante negra.
10. Si tenemos dotes artísticas podemos pintarlo como queramos. En la foto aparece el espectroscopio pintado por Ana y Clara, dos jóvenes pintoras que se han puesto manos a la obra. Gracias por la foto ;)
ATENCIÓN: Jamás observes el reflejo de la luz del Sol con el espectroscopio, podría dañarse irremediablemente tu retina. Es mejor mirar una hoja en blanco iluminada por su luz.
Dirige tu espectroscopio hacia una bombilla incandescente ( las que tienen el filamento que se ilumina) o sobre el reflejo sobre hojas blancas. Podrás ver, en el reflejo de la luz sobre el CD, todo el espectro luminoso, tal como muestra la fotografía del punto número 10.
Ahora observa la pantalla de tu ordenador, o el televisor. Acércalo al máximo a la pantalla y mira hacia alguna zona blanca, a poder ser en una habitación a oscuras ya que su intensidad es muy débil. Verás que puedes ver todo el espectro de luz, pero verás que aparece unas franjas oscuras hacia el color rojo.
Por último, dirige tu espectroscopio hacia un tubo fluorescente. Verás que puedes ver un arco iris incompleto. Sólo verás algunas líneas brillantes, de forma parecida a como aparecen en la fotografía. Pero, ¿qué significa todo esto?. Espero que las explicaciones que te daré a continuación puedan ayudarte a resolver estas dudas.
Hace un par de siglos August Compte, un filósofo francés, dijo que el ser humano jamás podría conocer las propiedades de las estrellas y los cuerpos celestes, pero unos años después se demostró que eso no era del todo cierto. Actualmente conocemos muchas cosas de las estrellas, las nebulosas y las galaxias pero ¿de dónde sacamos tanta información, si como mucho hemos ido a la Luna?, pues de la energía que recibimos de ellas, por ejemplo, la luz visible.
Al analizar el espectro de la luz del Sol haciendo pasar su luz por una ranura muy estrecha y un prisma, Fraunhofer, en el año 1814, se dio cuenta que en algunas zonas del espectro solar aparecían rayas negras. Además se dio cuenta que las estrellas presentaban rayas parecidas, pero nunca llegó a interpretar qué eran y qué significaban esas rayas. Focault y Miller, en 1848, descubrieron que el espectro del Sol presentaba dos líneas oscuras muy próximas, en la zona amarilla del espectro, al igual que la luz emitida por el sodio al calentarse en sus laboratorios y llegaron a la conclusión de que en el Sol también debería existir ese elemento. Fueron los inicios de la espectroscopía. Hoy conocemos mucha más información de la luz, que podrás encontrar más abajo.
Un CD se comporta de forma similar a centenares de millones de pequeños prismas, descomponiendo la luz en toda la gama de colores. Al reducir la entrada de luz, mediante la rejilla, podemos apreciar esas bandas oscuras o brillantes que caracteriza a algunos tipos de luz.
Como nos explicaron en la escuela, un átomo está formado por un núcleo y una nube de electrones que lo envuelve (podríamos imaginárnoslo como un panal de miel rodeado por las abejas). En el núcleo podemos encontrar dos tipos de partículas: los neutrones, que no tienen carga eléctrica, y los protones, que presentan una carga positiva. Esto es así excepto en el átomo de Hidrógeno, que sólo tiene un protón en su núcleo y un electrón orbitando alrededor de él.
Los electrones se encuentran, a escala atómica, muy lejos del núcleo, tienen carga negativa y son mucho más pequeños que las partículas del núcleo. Esos electrones giran alrededor del núcleo muy rápidamente y lo hacen a determinadas distancias. Si la energía de ese átomo aumenta por alguna causa ( aumento de la temperatura, radiaciones electromagnéticas...), esos electrones situados en las zonas exteriores del átomo pueden saltar a otra órbita superior, también muy definida, absorbiendo esa energía. Cuando eso sucede se dice que el átomo está en su estado excitado. Electrones situados a diferentes órbitas pueden saltar a otras superiores absorbiendo energía a esas frecuencias determinadas. Mientras no cambien esas condiciones, los electrones se situarán en esas órbitas ya que se encuentran en su nuevo estado de equilibrio.
Puede producirse el fenómeno contrario, en el que los electrones vuelven a su órbita original (pueden que cambien las condiciones energéticas a las que están sometidos esos átomos), emitiendo la energía que habían absorbido anteriormente. Si la energía emitida está dentro del espectro visible ( es decir, que nuestros ojos puedan captar) entonces decimos que el átomo ha emitido un fotón, o "partícula de luz". Esos saltos de una órbita a otra por parte de los electrones requieren una cantidad exacta de energía, ni más ni menos. Pues bien, esa cantidad de energía es diferente para cada una de las órbitas de los electrones de los diferentes elementos químicos.
Podemos imaginarnos este proceso con este símil. Imaginémonos que vamos a un supermercado y decidimos utilizar un carro para la compra. En este caso el electrón será el carro, el fotón que incide contra él sería la moneda necesaria para poder separarlo de los otros carros y la nueva órbita sería el pasillo principal del supermercado. Cuando introducimos la moneda ( el fotón y el electrón interaccionan) se separa de los otros carros (de su órbita), y se desplaza por su nueva órbita (el pasillo central). Después de la compra, devolvemos el carro (a su órbita original) y recuperamos la moneda (el fotón).
Imaginemos que la luz de una estrella, que emite en todo el espectro visible, atraviesa una nebulosa (recuerda que se trata de una gran nube de gases y polvo), que está formada básicamente por Hidrógeno y Helio. Sabemos que la luz es la suma de todos los colores y a cada color le corresponde una cantidad de energía muy precisa (cada color se corresponde a una frecuencia en la luz y, por tanto, de energía). Pues bien, puede pasar que alguno de esos colores (radiación electromagnética con una determinada frecuencia) tengan la energía precisa para producir el salto de los electrones de los átomos de la nube a un nivel superior de energía. El efecto de ese fenómeno en el espectro de la luz de la estrella, que ha atravesado esa nebulosa, sería una raya negra ( o un conjunto de rayas negras si esos saltos se producen desde diferentes órbitas a otras), justo en el lugar correspondiente a la luz absorbida por los electrones para poder realizar ese salto. Podemos comparar esas marcas dejadas en el espectro por cada elemento como su huella digital o su "ADN".
Imaginemos ahora una nebulosa iluminada por la luz de una estrella. Los electrones de los átomos de esa nube absorberán energía en esas frecuencias determinadas y luego la volverán a emitir. Si esa nube no estuviera iluminada no veríamos nada en su espectro, pero al emitir energía en esas frecuencias determinadas podemos apreciar brillantes líneas de colores correspondiente a las frecuencias de la luz que pueden absorber y volver a emitir.
Un elemento químico determinado absorbe y emite la luz con la misma frecuencia, o frecuencias, de luz (el salto de una órbita, tanto de ida como de vuelta, es el mismo), por lo tanto podremos identificar ese elemento tanto en las estrellas como en las nebulosas.
Podemos resumir estos fenómenos de esta forma:
* Un cuerpo en condiciones de presiones y temperaturas elevadas (por ejemplo, una estrella) emite un Espectro Continuo (todo el arco iris), sin saltos. Fíjate que observando una bombilla incandescente (con filamento) a través de tu espectroscopio puedes ver todo el espectro de color. Se comporta de forma "similar" a la luz de las estrellas.
* Un cuerpo a bajas presiones y altas temperaturas (por ejemplo, una nebulosa iluminada por la energía de una estrella o estrellas, contenida/s en ella o cercana/s a la nebulosa) emite un espectro en forma de rayas brillantes. A este tipo de espectros se les conoce como Espectro de Emisión. Es el caso de las bombillas fluorescentes, en las que ves una serie de líneas brillantes sobre un fondo negro. En el espectro puede verse la marca del vapor de mercurio y otros gases que se calientan por el paso de la corriente eléctrica.
* Un cuerpo a bajas presiones y temperaturas (por ejemplo, una nebulosa situada entre una estrella y nosotros) absorberá parte de la luz restando colores al espectro de la luz que la atraviese, originando rayas oscuras. A este tipo de espectros se les conoce como Espectro de Absorción. Es el caso de la luz que emite tu pantalla de ordenador o tu televisor. La luz que emite el tubo corresponde a radiaciones ultravioletas que el ojo no puede ver. Para que puedan ser visibles se dispone una capa de fósforo sobre la parte trasera de la pantalla. Precisamente la banda oscura que podemos ver a través del espectroscopio corresponde a la marca del fósforo.
Bueno ¿y porqué si un cuerpo como el Sol, que se encuentra a altas presiones y temperaturas no muestra un espectro continuo?, pues porque está envuelto por una atmósfera de gases más fríos (conocida como Corona) que envuelve a la parte visible del Sol (conocida como Fotosfera) y que absorbe parte de la luz que emite la estrella. La Corona generalmente no puede verse, excepto durante los eclipses totales del Sol, en los que aparece como una extensión gaseosa del Sol, moldeada por los campos magnéticos solares. Cuando analizamos la luz de las estrellas analizamos la composición de su Corona o, en el caso de las gigantes rojas, las zonas más externas y menos densas de la estrella. Además, tenemos que tener presente que nuestra propia atmósfera también absorbe parte de los colores, que hay que tener en cuenta a la hora del análisis de la luz.
Este es un esquema muy simplificado de las principales líneas que pueden verse en el Sol, conocidas como bandas de Fraunhofer. Las letras A y B corresponden a la marca de la absorción del oxígeno por parte de nuestra atmósfera, la C corresponde al oxígeno solar, las dos líneas de la D corresponden a la marca del sodio, E corresponde a la marca del hierro, F al hidrógeno, G a la marca del hierro y al grupo del calcio y H al calcio solar. !!! SI LA RANURA ES LO SUFICIENTE ESTRECHA, MIRANDO EL REFLEJO DE LA LUZ DEL SOL SOBRE UNA HOJA BLANCA PODRÁS VER PERFECTAMENTE ESAS LÍNEAS Y MUCHAS MÁS, ESO SÍ, NO LAS VERÁS TAN MARCADAS COMO EN EL ESQUEMA¡¡¡.
La barra lateral corresponde a una fotografía real del espectro solar en la que se ven multitud de líneas finas correspondiente a las bandas de absorción de los elementos químicos. Hay que tener en cuenta que un elemento químico determinado crea muchas bandas, no sólo una: es como si cada una de esas líneas (saltos de órbitas de diferentes electrones del átomo) que caracterizan a un elemento determinado fueran un número en su documento de identidad.
La gran ventaja de este método es que podemos utilizar los distintos elementos químicos, calentarlos en un laboratorio y analizar la luz que emiten. Luego, con todos esos datos, hacer un ATLAS DE ESPECTROS que nos servirán para poder compararlos con la luz que recibimos de las estrellas.
A principios del siglo XX, al analizar la luz del Sol, se dieron cuenta que existían rayas oscuras que no habían registrado en los laboratorios. Correspondían a un elemento desconocido y lo llamaron Helio, en honor del dios del Sol "Helios". Fue el primer elemento químico que se descubrió fuera de nuestro planeta mediante métodos indirectos. Mediante estos estudios se han identificado más de 60 elementos y unas 11 moléculas diferentes.
Desgraciadamente nuestro instrumento no nos permite alargar el espectro para permitir captar mejor las débiles líneas de absorción que caracteriza a muchos elementos, además, la entrada de luz está muy limitada, pero nos da una idea global de su aspecto.
Gracias al análisis de la luz de los cuerpos celestes podemos conocer su composición, pero ¿qué más podemos saber?, pues un montón de datos más:
Ese fenómeno también se produce con la luz, pero en este caso, cuando se aproxima el foco emisor de luz, sus frecuencias son cada vez más altas y el espectro de la luz se mueve hacia el azul, a este fenómeno se le conoce como Corrimiento al Azul. Cuando se aleja, las crestas se separan cada vez más y percibimos la luz de forma más rojiza, a este fenómeno se le conoce como Corrimiento al Rojo.
Hubble se dio cuenta que la luz de las galaxias se correspondían a la luz analizada en los laboratorios, pero las bandas de absorción se encontraban desplazadas hacia la parte rojiza del espectro. Encontró algunas excepciones, como la Galaxia de Andrómeda, pero en términos generales eso era lo que se percibía . Además se dio cuenta que cuanto más lejos se encontraba una galaxia (esa distancia podría conocerse mediante otros métodos indirectos, como el estudio de la variación de luz de estrellas variables) más hacia el rojo se desplazaban sus espectros, es decir, cuanto más lejos se encuentra una galaxia, a más velocidad se separa de nosotros. Esta es una de las pruebas fundamentales de la expansión del Universo.
Una de las cosas más curiosas del descubrimiento de que las líneas del espectro pueden moverse de un lugar a otro e indicarnos su velocidad, es que podemos detectarla incluso a distancias enormes, en las que ningún instrumento de medida podría detectar su movimiento. Imaginémonos que vemos pasar un coche y nos situamos sobre esa carretera, que es recta y larguísima, pasados unos minutos nos parecería que el coche está quieto sobre la carretera ya que somos incapaces de apreciar su movimiento y velocidad, más o menos es lo que pasa con las galaxias: el espectro de su luz sería, en nuestro caso, un radar de la policía muy potente. En el esquema inferior podrás ver la representación de estos fenómenos en los espectros 4 y 5.
Otro aspecto fascinante de esta investigación es que, si resulta que el exoplaneta, visto desde nuestra perspectiva, pasa por delante de la estrella (eso podemos saberlo) ¡¡ PODEMOS ANALIZAR LA COMPOSICIÓN DE LA ATMÓSFERA DE ESE PLANETA YA QUE FILTRARÁ LA LUZ DE LA ESTRELLA, DEJANDO IMPRESA LA MARCA DE LOS ELEMENTOS QUE LA FORMAN!!.
En este esquema se muestran algunos de los espectros que nos permiten deducir algunas características de los cuerpos celestes. El espectro 1 lo utilizaremos como base para comparar el resto. En el espectro 2 podemos observar cómo una de sus bandas es más gruesa y más difusa, esto nos puede indicar la densidad del cuerpo que estamos observando. En el espectro 3 algunas bandas se han multiplicado (efecto Zeeman) por efecto de un campo magnético. En el espectro 4 todas las bandas se han desplazado hacia la parte azulada del espectro, lo que nos indica que ese objeto está acercándose a nosotros, la diferencia entre la posición que deberían tener (que puede conocerse a partir de los análisis de laboratorio) y su posición real, permite conocer la velocidad a la que se aproxima. En el espectro 5 las bandas se han desplazado hacia la parte roja del espectro, lo que indica que ese cuerpo se está alejando de nosotros.
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Página creada por Antonio Hernández en agosto de 2002. Si quieres utilizar texto o fotos hechas por mí, incluye una referencia o un enlace a mi página. Gracias.
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