Posiblemente han escuchado la afirmación de que el Sol está compuesto en su mayoría por hidrógeno, poco menos de helio, muy poco oxígeno y carbono y por demás elementos químicos de la tabla periódica, pero te has preguntado de qué forma es que los científicos han logrado descubrir esto, no podemos enviar una nave espacial a recolectar muestras ni mucho menos llegar a las estrellas lejanas ahora hablaremos de espectroscopia.
Los espectroscopios,
los espectros de emisión
La espectroscopia es una técnica instrumental utilizada para poder determinar la composición cualitativa y cuantitativa de una muestra, mediante la utilización de patrones o espectros conocidos de otras muestras. Newton acuñó la palabra “espectro” en 1666 para describir los colores del arcoíris a través de un prisma, pero no fue hasta 1816 que Joseph von Fraunhofer construyó el primer espectroscopio del mundo dirigiendo un rayo de luz desde un prisma a través de una hendidura hacia un pequeño telescopio topógrafo.
En 1859 el químico Robert Bunsen y el físico Gustav Kirchhoff descubrieron que cada elemento químico tenía asociado un único conjunto de líneas espectrales (no era un espectro continuo), estos son llamados espectros de emisión y pueden asociarlos a la huella digital de cada elemento. Si podemos llevar un objeto hasta la incandescencia (hasta que emita luz) y observamos con nuestro espectroscopio veremos el espectro en emisión de dicho elemento.
Las líneas de Fraunhofer y su observación con su espectroscopio
En 1802, William Hyde Wollaston observó la emisión espectral del Sol por una hendidura y luego por un prisma, observó que había líneas obscuras separando el espectro y las interpretó como el límite de los colores. Fue Fraunhofer que al analizar la luz solar con su espectroscopio redescubrió las misteriosas líneas oscuras que aparecían en frecuencias muy bien definidas, contando más de 500 líneas y nombrando las más intensas en orden alfabético comenzando del lado rojo, pero no podía saber el por qué de esto, él únicamente usaba el espectro solar para calibrar sus instrumentos ópticos (prismas y cristales) que eran los de mejor calidad en aquella época.
Las líneas observadas por Bunsen y Kirchhoff eran todas brillantes, pero las líneas de Fraunhofer eran oscuras. Kirchhoff (asistente de Bunsen) quería confirmar que las líneas oscuras “D” descubiertas por Fraunhofer eran líneas de sodio y se puso a experimentar sustituyendo al Sol por un sólido caliente y dejar que la luz pasara por una llama de sodio, el espectro resultante presentaba las mismas líneas oscuras del Sol, en la posición de las líneas del sodio, entonces concluyó que el Sol era un gas o sólido caliente envuelto por un gas más frío. Estas capas más frías eran las que producían las líneas oscuras del Sol. Comparando el espectro, él descubrió líneas de Cr, Co, Zi, Mg, Ca, Ba y Ni en el Sol. Nosotros vemos estas líneas oscuras con un espectroscopio casero fabricado de manera muy sencilla.
De sus experiencias, Kirchhoff formuló las tres leyes empíricas de la espectroscopia, para determinar la composición de una mezcla de elementos que se separan en un espectro continúo producido por un cuerpo negro, espectro de emisión y espectros de absorción.
Los espectros de absorción en las estrellas
Si nosotros tenemos una fuente incandescente y entre ella y nuestro espectroscopio ponemos algún elemento frío en estado gaseoso lo que pasará es que entrará en resonancia con dicho elemento y nos dará una imagen complementaria a las líneas de emisión llamadas líneas de absorción (como ocurre con el espectro del Sol). De igual forma a como Kirchhoff comparó las líneas de absorción del Sol con los elementos químicos, podemos llegar al análisis de la composición de diferentes estrellas tomando su espectro con ayuda de grandes telescopios.
Construcción de un espectroscopio
con un CD para observar las Franjas de Fraunhofer
No necesitamos un prisma para observar la emisión espectral del Sol y no necesitamos más que nuestro celular y un software libre para realizar el análisis del espectro y conseguir los valores correspondientes a longitud de onda e intensidad. En este caso el espectroscopio que construiremos consiste en no más que un tubo para el cuerpo (de cualquier forma) completamente negro en su interior (sin acabado brilloso por dentro para que la luz no se refleje) de al menos 25 cm de longitud (valor promedio del ‘punto próximo’ del ojo humano), una rendija que servirá para simular fuentes lineales y la superficie plástica del CD que actuará como rejilla de difracción.
Ahora construiremos nuestro propio espectroscopio con materiales fáciles de adquirir y un procedimiento realmente sencillo.
Nos basaremos en un tutorial disponible en el canal de YouTube: MIT Open Course Ware, con la liga: https://www.youtube.com/watch?v=fl42pnUbCCA
Podemos seguir el tutorial tal y como se encuentra, pero en realidad la construcción no es nada estricta, ya sabemos cómo debe estar compuesto nuestro espectroscopio por lo que podemos utilizar materiales e incluso formas distintas para construirlo sin ningún problema, lo único esencial es el CD (preferentemente un CD-R, éstos funcionan mejor).
Una vez construido, podemos apuntar el lado de la rendija al Sol y colocar nuestro ojo en el lado con el CD y observaremos un espectro “chimuelo”, esto es, veremos todos los colores del arcoíris y un conjunto de bandas oscuras a lo largo del espectro solar, estaremos observando las Franjas de Fraun-hofer. Podemos sustituir nuestro ojo por la cámara de un celular y fotografiar el espectro, con esa fotografía se realiza el análisis espectral.
