Source: https://it.scribd.com/doc/6716342/Espectroscopio-y-Espectrografo
Timestamp: 2020-08-11 10:05:22+00:00

Document:
Espectroscopio y Espectrografo | Espectroscopia | Espectrómetro
(2007) Presentación en Power Point describiendo el funcionamiento del espectrografo, su construcción y su historia. \ Power Point presentation describing the spectrograph, how it works and its history.
SalvaSalva Espectroscopio y Espectrografo per dopo
Historia de la Tabla Periodica [Parte 1]
Acelerador de Partículas PDF
3- Factores de Riesgo Ocupacionales
Caracterización de Datos Cuantitativos Agrupados
En esta presentación se describen los tipos de espectroscopios y
espectrógrafos que se utilizan en la actualidad y se ofrece una breve historia
del desarrollo del análisis espectroscópico.
• Espectrógrafo
• Espectrógrafo difracción.
(refracción) de • Espectrógrafo
la luz por un basado en el
prisma. interferómetro de
Fabry-Perot.
El análisis de Las líneas claras y oscuras que se forman cuando se dispersa
la luz a través de un prisma o de una rejilla de difracción es el campo de
estudio de la Espectroscopía.
El instrumento que permite realizar
estos análisis se llama
Espectroscópio o Espectrógrafo, si
registra de alguna forma el espectro
Gracias a este instrumento, la
Astronomía, dio a mitad del siglo
XIX un salto tan grande como el
que dio en 1609 cuando Galileo http://www.gutenberg.org/files/20417/20417-h/images/image056.jpg
apuntó su telescopio hacia el
El espectroscopio nos permite determinar la temperatura, la composición
química y el movimiento de una estrella (velocidad y dirección).
A partir de allí, en forma indirecta, su edad, su estado evolutivo, su masa, su
luminosidad y su distancia; además de su posición con respecto a una nube
de gas cercana.
El espectroscopio es un instrumento que sirve para descomponer la luz
combinada que nos llega de las estrellas, en sus diferentes longitudes de
onda (o colores si es en el campo visual).
Los cristales de hielo en la
parte alta de la atmósfera de
la Tierra actúan como un
espectroscopio y forman el
arco iris, el cual representa
los colores que componen la
luz blanca del Sol.
http://www.lagransabana.com/ima_wallpapers/1024/arcoiris.jpg
Las características del espectro, de su formación y de su aplicación se
describen en:
• Bartali R., APLICACIÓN DEL ESPECTRO EN ASTROFÍSICA, 2007
• Bartali R., CONSTRUCCIÓN DE LA GRÁFICA DEL ESPECTRO Y LA
IDENTIFICACIÓN DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS, 2007
La luz y los fenómenos asociados a ella y la relación entre los átomos y
los fotones, se describen en:
• Bartali R., LA LUZ Y EL ESPECTRO, 2007
El primer experimento de espectroscopia fue realizado por Newton ente 1666
y 1670. Su experimento consistió en pasar la luz del Sol por un prisma
triangular y observó que:
La luz blanca del Sol, es dispersada por un prisma triangular. Cada color es
desviado con un ángulo que depende de su longitud de onda (color).
La luz roja (mayor longitud de onda) se dispersa menos que la azul (menor
longitud de onda).
Pero la interpretación física no se descubrió hasta 200 años después.
Universe 6th edition
Para demostrar que la luz blanca es el conjunto de varios colores (el arco
iris), Newton diseño el siguiente experimento:
La luz blanca pasa a través del prisma, el cual la separa en los diferentes
Una pantalla opaca con una pequeña perforación es colocada en el camino de
la luz dispersada en correspondencia del rayo amarillo.
Ese rayo (amarillo) es el único que puede pasar a través de la perforación y es
enviado a un segundo prisma triangular. A la salida del prisma sigue
habiendo solo luz amarilla. Por lo tanto si se repite con cada color, queda
demostrado que el prisma no añade ni elimina colores.
La observación del espectro y de sus características se ha realizado durante
muchos años a partir del siglo XVIII, pero su interpretación física y química,
no se dio hasta finales del siglo XIX.
Wollaston, a principios del siglo XIX, observó varias líneas oscuras en el
espectro solar y Fraunhofer, en 1814 y 1815, las clasificó y su nomenclatura
sigue vigente. (línea A, B, C,…etc.). Estas líneas son conocidas como “líneas
de Fraunhofer”.
Copia de los dibujos del espectro solar realizados por Fraunhofer.
Il Cielo, Cecchini
Imagen moderna del especto del Sol.
http://www.pl.euhou.net/docupload/files/Excersises/WorldAroundUs/Spectroscope/Spectra/fraunhofer.jpeg
En 1868, durante la observación de un eclipse de Sol, se detectaron unas
líneas que no habían sido observadas con anterioridad. Se trataba de las
líneas producidas por el Helio. (el nombre viene del Griego Helios=Sol).
El Helio fue detectado por primera vez en la Tierra en 1895 como producto
secundario de unas muestras de Uranio radioactivo.
Este descubrimiento fue fundamental para la astrofísica, porque permitió,
décadas más tarde, descubrir que la energía del Sol era producida por la
fusión del Hidrógeno para formar el Helio.
700 nm Espectro del Sol 400 nm
Líneas del Helio
http://library.thinkquest.org/19662/images/eng/pages/model-bohr-3.jpg
Kirchhoff y Bunsen en 1850, fundaron el análisis espectroscópico. Sus
primeras observaciones determinaron que:
Calentando un elemento químico puro, y pasando su luz a través de una
delgada rendija y después por un prisma, se observa una serie de líneas
brillantes que corresponden a una serie de longitudes de onda (colores)
únicas para cada elemento (su firma espectroscópica).
Este descubrimiento fundamental, permite determinar los elementos
químicos que componen cualquier material y, obviamente, de las estrellas.
prisma para realizar sus
experimentos, se
desarrollaron los
Rendija Firma
delgada espectroscópica
En la siguiente figura podemos ver el espectro de emisión generado
por diferentes elementos químicos, es fácil de observar que cada uno
tiene una serie de líneas distintivas. Actualmente se tienen catálogos
muy detallados con los espectros de todos los elementos químicos de
la tabla periódica. Estos espectros sirven como un patrón.
Elemento Espectro típico de emisión
http://www.astro.washington.edu/larson/Astro101/LecturesFraknoi/astro101s04.html
Los fundadores del análisis espectral son:
http://upload.wikimedia.org/wi Kirchhoff Wien Secchi
kipedia/commons/thumb/2/2d/
Joseph_von_Fraunhofer.jpg/1 http://nobelprize.org/n http://www.brera.mi.
80px- obel_prizes/physics/la astro.it/docB/poe/dol
Joseph_von_Fraunhofer.jpg ureates/1911/wien- ores/images/secchi.j
bio.html pg
Pero fue Ceciclia Payne* quien creó las
bases de la astrofísica moderna con su
trabajo sobre la clasificación de las
http://library.thinkquest.or * Bartali R., Cecilia Payne, 2005
g/20117/media/gaposchki
El espectroscópio es un instrumento
óptico que permite separar la luz de
las estrellas en sus componentes,
mostrando líneas claras y oscuras
en determinado rango de longitudes
de onda. La observación se hace por
medio del ojo.
http://history.nasa.gov/SP-402/p16a.jpg
El espectrógrafo es un
http://media.skyandtelescope.com/images/ja
espectroscopio que, además,
permite el registro del resultado
de la dispersión de la luz en un
mes_bryan_scope_m.jpg
sensor digital, una placa
fotográfica, en una tira de papel
o en una memoria digital.
DISPERSIÓN DE LA LUZ CON PRISMA
Utilizando un prisma, la luz se refracta con un ángulo que depende de la
longitud de onda. La dispersión es la medida de cuanto se desvía
• A glass prism disperses a beam of
determinada longitud de onda y es una cantidad que no es lineal; las
longitudes de onda corta (azul) se desvían más que las de onda larga (rojo).
“white” light into its component colours.
Longitudes de onda largas
Longitudes de onda cortas
Pero la dispersión depende también de la geometría del prisma, siendo el
ángulo ideal del prisma ligeramente inferior a los 60º.
Poca dispersión Mayor
ESPECTROSCOPIO Y ESPECTROGRAFO DE PRISMA
El siguiente diagrama de bloques representa a los principales elementos que
constituyen un espectrógrafo.
Un prisma de luz que
para puede ser una
Una delgada película
dispersar la
Estrellas rendija por donde fotográfica,
luz y crear
pasa la luz captada una placa
por el telescopio. fotográfica o
un CCD.
Un lente para
Telescopio Un lente para
enfocar el
colimar el haz
espectro sobre
de luz y
(Colimador).
DESCRIPCIÓN DE LOS ELEMENTOS DE UN ESPECTROGRAFO
Sirve para amplificar la luz de los objetos que se van a observar, pero no
tiene ni ocular ni cámara.
La imagen producida por el telescopio se enfoca sobre una rendija la cual
define el tamaño y la porción de la imagen de la cual se necesita obtener el
La imagen de la rendija será enfocada sobre
la superficie del detector, de tal forma que
las dimensiones de la rendija definen la
resolución del instrumento.
Una rendija ancha produce la entrada de una
mayor cantidad de luz, genera una imagen
más grande y por lo tanto menor resolución.
Una rendija delgada produce una entrada
menor de luz y genera una imagen de menor
http://www.le.ac.uk/ph/faulkes/web/images/galaxies.jpg tamaño pero con mayor resolución.
Entonces el ancho de la rendija debe ser dimensionado de tal forma que debe
coincidir con la resolución del detector utilizado (CCD o película).
Sirve para producir un haz de luz paralelo cuya dimensión coincida con las
dimensiones del prisma.
Sirve para dispersar la luz. Las dimensiones, la forma y el tipo de vidrio,
determinan la medida de la dispersión de la luz.
Lente y detector
observación del espectro
Ejemplo de espectrógrafo
sea visual, el lente es un
ocular y el detector es el
Si el espectro se registra
en una película o en un
CCD, la longitud focal del
lente determina la
amplificación del
espectro, determinando la
visibles y su luminosidad.
LIMITACIONES DE UN ESPECTROGRAFO CON PRISMA
• Un prisma dispersa la luz en forma eficiente, pero la dispersión no
• La medida de la dispersión depende del tipo de vidrio utilizado y de
la forma del prisma, por lo que no se pueden obtener muchos rangos
• Fabricar grandes prismas de calidad no es fácil y es muy costoso.
• Las longitudes de onda cortas (azul) son las que son mayormente
absorbidas por el vidrio y además son las que recorren la mayor
distancia dentro del prisma, por lo que la sensibilidad es reducida.
• La luz ultravioleta es absorbida por el vidrio, así que no se puede
obtener un espectro a esas longitudes de onda.
CON REJILLA DE DIFRACCIÓN
ESPECTROGRAFOS CON REJILLA DE DIFRACCIÓN
Una rejilla de difracción puede ser una
para dispersar la luz y película
Estrellas crear el espectro. fotográfica,
Un lente para un CCD.
http://oco.jpl.nasa.gov/Observatory/Instrument/
Una delgada enfocar el
rendija por donde espectro sobre
pasa la luz captada la superficie
por el telescopio. del detector.
Los elementos constitutivos de un espectrógrafo de rejilla se difracción son los
mismos que se utilizan en el espectrógrafo de prisma. La única diferencia consiste
en el elemento clave que es el encargado de crear el espectro. En este caso es
precisamente la rejilla de difracción.
Esta rejilla consiste en una serie de líneas muy delgadas paralelas entre si y muy
cerca una de otra sobre una superficie plana que puede ser transparente o
reflectora. Un típico ejemplo puede ser un CD o un DVD. Observando la luz que se
refleja en ellos, se puede apreciar una serie de colores que representan
precisamente el espectro de la luz.
Un CD actúa como una rejilla de difracción
Ejemplo de rejilla de difracción
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/phyopt/phopic/cddiffract.jpg
La resolución de un espectrógrafo se define como la capacidad de separar
claramente dos líneas del espectro, cercanas entre si, de tal forma que puedan
ser determinadas sus respectivas longitudes de onda.
(La baja luminosidad del objeto puede limitar la resolución teórica)
ℜ = λ / Δλ
ℜ = resolución
λ = longitud de onda de la línea
Δλ = diferencia entre la longitud de onda de dos líneas cercanas
Ejemplo de rejilla de
difracción de alta resolución
Los espectrógrafos se clasifican de acuerdo
a la resolución con la que pueden separar
las líneas del espectro:
http://www.ph.unimelb.edu.au/images/p
Baja resolución: ℜ < 1000
hysics_museum/100-1.jpg
Media resolución: 1000 < ℜ > 10,000
Alta resolución: ℜ > 10,000
Por ejemplo para una longitud de onda de 500 nm (amarillo):
Un espectrógrafo Puede separar dos líneas
con una resolución de cuya separación
en longitud de onda sea
500 1 nm
5000 0.1 nm
50000 0.01 nm
Si el espectrógrafo es utilizado para realizar mediciones de velocidad, es de
uso común definir la resolución en términos de la mínima velocidad que es
capaz de medir.
Utilizando la ecuación del efecto Doppler, se puede deducir la resolución
de la medición de la velocidad de un espectrógrafo:
v / c = Δλ / λ
v = velocidad del objeto en Km/s
c = velocidad de la luz en Km/s
Δλ = desplazamiento de las líneas del espectro
λ = longitud de onda del espectro estacionario
Resolución velocidad mínima
(a 500 nm) detectable
5000 60 km/s
500000 0.6 km/s
La fabricación de una rejilla de difracción es muy compleja. Se tienen que
grabar las hendiduras en una placa de aluminio con una punta de
Debido a que puede haber hasta 1200 líneas por milímetro y a que la
profundidad, la distancia y el paralelismo entre ellas debe ser perfecto,
son muy caras, y se consideran como una de las cosas más difíciles de
Rejilla de difracción vista de perfil.
Imagen de una rejilla de difracción vista a
través de un microscopio electrónico.
http://www.uwec.edu/physics/pierson/
Research/images/microscope/tem/diffr
action%20grating%20with%20spheres
La rejilla de difracción también puede se transparente, en este caso los
espectros se dirigen a unos lentes colimadores colocados en la posición
que coincide con el orden del espectro requerido. La dispersión es diferente
para cada orden de interferencia. La imagen colimada por los lentes es
dirigida a la cámara fotográfica o al sensor digital de imagen. Por lo tanto
debe ser colocada en el lugar donde se forma el espectro deseado.
http://www.astrophys-assist.com/educate/solarobs/ses01p15.htm
El concepto y los primeros experimentos de interferometría de este tipo fueron
realizados por Fabry y Perot en 1898.
ugrad/387/Mulligan98.pdf
El interferómetro Fabry-Perot, es un instrumento que permite amplificar y
separar determinada longitud de onda contenida en un espectro con gran
También puede ser utilizado como detector de imágenes de alta definición
porque permite el paso de la luz de una sola longitud de onda, obteniendo así
un mapa del objeto a esa longitud de onda.
Es un instrumento sintonizable, o sea que se puede elegir la longitud de onda
en un rango muy amplio.
El funcionamiento se basa en la generación de patrones de interferencia
debido a múltiples reflexiones de la luz en el interior de dos espejos planos y
paralelos semitransparentes de cuarzo o vidrio. La separación entre los
espejos debe ser muy precisa (1/100 de la longitud de onda de la luz
entrante). El paralelismo entre los espejos y la uniformidad del medio entre
ellos, también deben ser perfectos.
original construido
http://www.physics.rutgers.edu/ugrad/387/Mulligan98.pdf
La luz que contiene diferentes longitudes de onda cuando entra por la parte
izquierda de la figura, es parcialmente reflejada por los dos espejos paralelos. El
número de reflexiones depende de la transparencia de los espejos.
Si la distancia “t” entre ellos es un múltiplo par de alguna longitud de onda de la luz,
solo esta podrá salir por el espejo de la derecha. Modificando la separación entre
los espejos se obtiene la sintonización del interferómetro, o sea se elige la longitud
de onda que se necesita a la salida del instrumento.
Diagrama de un
http://www.physics.uq.edu.au/people/mcintyre/php/laboratories/index.php?e=16
Si el instrumento tiene los dos espejos fijos a cierta
distancia se denomina Etalon, como por ejemplo el
de la figura. La precisión del pulido de la superficie
de las caras de los espejos es de 6nm.
http://www.lightmachinery.com/precision-etalons.html
Ejemplos constructivos del interferómetro
http://www.st-
andrews.ac.uk/ph
ysics/nloptics/rese
arch/files/images/I
nterferometer_cro
pped_300p.jpg
http://hyperphysic
s.phy-
astr.gsu.edu/hbas
e/class/labpic/39fa
bryperot.jpg
El interferómetro se basa en la superposición constructiva y destructiva de las
ondas. Si dos o más ondas están en fase, la amplitud de la onda resultante
su amplitud aumenta, o sea interfieren constructivamente. Si dos o más
ondas están fuera de fase, la amplitud de la onda resultante disminuye y es
igual a cero cuando el desfasamiento es de 180º, o sea interfieren
Onda resultante
La imagen resultante, captada por el
sensor, no es una serie de líneas claras y
oscuras como ocurre en un espectrógrafo
de prisma o rejilla, sino que es una serie de
círculos concéntricos. La interferencia de
orden mayor es la que está en el centro.
La resolución del interferómetro depende de la
reflectividad de los espejos. Mayor reflectividad
corresponde a un ancho de banda del espectro más
angosto, o sea un menor rango de longitudes de onda
son detectadas, dicho de otra manera, la separación
entre longitudes de onda cercanas es más efectiva.
Espejos de baja
reflectividad (10%)
Espejos de alta
reflectividad (90%)
Espejos de mediana
reflectividad (50%)
Más información acerca del interferómetro en:
• Bartali R., 2007, The Fabry-Perot Interferometer.
Ejemplos de un interferómetro Fabry-Perot
http://www.jrs-si.ch/tfp-1.php
http://www.mse.engin.umich.edu/research/facilities/23/photo
APLICACIÓN DEL INTERFERÓMETRO DE
Debido a la altísima resolución es
posible obtener mediciones de
velocidad muy precisas (los colores
indican diferente velocidades).
Imagen de la galaxia NGC1672
H-alpha en la
Mapa de velocidad de la NGC1672
galaxia NGC1672
http://zebu.uoregon.edu/fp2.html
La resolución elevada de este instrumento permite observar y medir con
• el desdoblamiento de las líneas espectrales debido al fenómeno Zeeman
relacionado con los campos magnéticos.
http://eo.nso.edu/rasl/user_area/zeeman.gif
astr.gsu.edu/hbase/atomic/stark.html
• el incremento del número de líneas
debido a la acción de fuertes campos
eléctricos, efecto Stark.
Los espectrógrafos deben ser diseñados y fabricados para el uso específico y
los tipos de estudios y resultados que se desean obtener.
Para esto las características del telescopio (apertura, longitud focal y escala de
la imagen) y del sensor de imagen (sensibilidad espectral, resolución y eficiencia
quántica), deben corresponder al ancho de la hendidura de entrada y a la
capacidad de dispersión del prisma o de la rejilla.
Si se obtiene demasiada dispersión, pero el sensor de imagen
no es suficientemente grande, el rango de longitudes de
ondas resultante en la imagen es reducido.
espectro EJEMPLO
nebulosa espectrógrafo Solo las componentes
azules y verdes son
Por otro lado poca resolución es equivalente a no poder separar
adecuadamente las líneas del espectro, por lo que se limita la capacidad de
reconocimiento de los elementos químicos o la determinación de la velocidad
del objeto por el efecto Doppler. Además ciertas características como la
densidad de la estrella o los efectos de los campos eléctricos y magnéticos
pueden pasar desapercibidos.
Pero se debe llegar a un compromiso entre la resolución y la luminosidad
resultante de las líneas para poder obtener una imagen útil y bien definida
con un tiempo de exposición relativamente corto.
Por esto es que cada tipo de estudio requiere de un espectrógrafo con
La resolución de un espectrógrafo con rejilla de difracción es
aproximadamente 10 veces mayor que la que se puede obtener con un
espectrógrafo de prisma.
La resolución obtenible con un interferómetro de Fabry-Perot es 10
veces mayor que la de una espectrómetro con rejilla de difracción.
http://ad.usno.navy.mil/wds/history/1
911_spectroscope.gif Cecchini, IlCielo
Espectroscópio colocado al foco
Espectroscópio colocado al telescopio
del refractor más grande del
de 182 cm del observatorio de Victora
mundo en el observatorio de
Yerkes (1 metro de diámetro).
Espectrógrafo colocado al
telescopio de 60 cm del
observatorio de Mc Math.Hulbert
Cecchini, Il Cielo
Espectrógrafo colocado
al telescopio de 122 cm
Asiago (Italia).
telescopio de 1 metro del
observatorio de Yerkes. Cecchini, Il Cielo
Espectrógrafo colocado al telescopio de 94 cm
del observatorio de la universidad de Michigan.
Los telescopios modernos poseen una enorme capacidad colectora de luz y un
campo visual muy grande. Para aumentar la eficiencia y el número de objetos
observados, se utilizan robots que colocan fibras ópticas muy sensibles en
posiciones muy bien determinadas. Hasta 400 fibras pueden ser colocadas al foco
primario del telescopio, cada una en el lugar exacto para captar la luz de uno de los
400 objetos en el campo y transmitirla a un espectrógrafo, se observan así, 400
objetos simultáneamente.
Telescopio binocular con dos espejos Robot para colocar fibras ópticas del
de 8.4 metros de diámetro. telescopio Subaru de 8.2 metros de diámetro.
http://www.aip.de/groups/lbt/images/060917aoSS.JPG http://www.aao.gov.au/local/www/echidna/gallery.html
El estado del arte actual en espectrógrafos es el que está colocado sobre el
telescopio de 4 metros del observatorio Anglo-Australiano (AAT), con capacidad
de observar 392 objetos simultáneamente. El robot posicionador puede colocar las
fibras sobre dos placas, mientras se observa un campo, el robot coloca otra serie
de fibras sobre otra placa. Las fibras se mantienen en su lugar por medio de
imanes, la precisión de la posición es de 0.3”.
Robot del espectrógrafo y
robot del telescopio Anglo-
Australiano. Las fibras
ópticas van al espectrógrafo
que se encuentra en una
cuarto con temperatura
controlada en la parte
inferior del edificio.
http://www.astro.virginia.edu/class/oc
onnell/astr511/lec10-f03.html
Telescopio Anglo-Australiano Field Plate
Top-end ring robot
Imagen del robot posicionador de fibras ópticas del telescopio de 6.5 metros (Multi
Mirror Telescope) de la universidad de Harvard con capacidad de colocar 300 fibras
Fibras ópticas en la posición final para la
http://cfa-
www.harvard.edu/~dfabricant/pix/ima
ges/hecto_robot_f2.jpg
www.harvard.edu/~dfab
ricant/pix/images/focal_
surface_fibers.jpg
Espectrógrafo de media
dispersión del Isaac
http://www.ing.iac.es/PR/AR2000/fig2pns.jpg
Doble espectrógrafo colocado al
telescopio Isaac Newton, los sensores
de imagen son enfriados por nitrógeno
líquido (tanques azules).
http://www.ing.iac.es/PR/archive/int/intscan13.jpg
Espectrógrafo al telescopio de la universidad de Wisconsin.
Detalle de algunas partes del
espectrógrafo:
rejilla obturador lente
http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=2863
Astronautas durante una misión de servicio al telescopio espacial Hubble. En
la imagen se aprecian las operaciones de reemplazo del espectrógrafo en
http://hubblesite.org/gallery/spacecraft/14/
http://w3c.ct.astro.it/sln/strumenti.html
Espectrografo de alta resolución http://www.noao.edu/kpno/manuals/rcspec/rcsp.gif
tipo Echelle del observatorio de
Catania, conectado a un Espectrógrafo colocado al
telescopio de 91 cm f/15 por telescopio de 4 metros de Kitt Peak
Espectrógrafo colocado al foco Nasmyth del telescopio de 3.5 metros de la
universidad de Wisconsin. Puede tomar espectros de 100 estrellas
simultaneamente, un robot posicionador las coloca de acuerdo a un mapa
previamente grabado de acuerdo al campo visual.
http://www.noao.edu/kpno/manuals/hydraman/hydrawiynmanual.html
http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0023.html
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