DIGITALIZACIÓN Y CALIBRACIÓN DE ESPECTROS VISIBLES OBTENIDOS UTILIZANDO UN ESPECTRSOCOPIO CASERO

Alberto E. Villalobos Chavesaewolframio@gmail.com

INTRODUCCIÓN

Cuando una sustancia química es calentada, como por ejemplo el sodio de las lámparas de alumbrado eléctrico, los electrones que forman parte de los átomos son obligados a pasar de un estado de menor energía a un estado de mayor energía, algo así como brincar de un peldaño inferior a uno superior en una escalera.

Cuando el electrón regresa a su estado original, digamos que cae de la grada superior a la inferior y pierde la energía ganada en forma de luz.

Electrón pasando de un estado de baja energía a otro de mayor energía

Electrón regresando a un estado de baja energía emitiendo luz en el

proceso

Ahora bien puesto que los diferentes átomos tienen diferentes estructuras electrónicas, o sea diferentes cantidades de electrones y diferentes estados de energía, la luz que produce cada elemento cuando es calentado está compuesta de una serie de líneas de color y es como la huella digital que sirve para identificarlo. Este patrón de líneas brillantes es conocido como espectro de emisión.

Espectro de emisión del hierro

De esta forma, cuando se observa el espectro de objetos tales como estrellas, es fácil identificar los elementos presentes por comparación de las líneas espectrales de la estrella con las líneas espectrales de los elementos.

Identificación de los elementos presentes en una estrella por análisis de las líneas espectrales

Si en su camino hacia la Tierra la luz de una estrella atraviesa zonas donde haya gases más fríos, como por ejemplo la misma atmósfera estelar o una nebulosa, los átomos de dicho gas absorberán parte de la luz lo que hará que el espectro no llegue completo a nuestro planeta.

Las partes del espectro absorbidas se verán entonces como líneas oscuras sobre un fondo coloreado. Estas líneas oscuras aparecen en la misma posición donde aparecerían las líneas brillantes de emisión por lo que también pueden ser utilizadas para identificar la presencia de sustancias químicas en el espacio interestelar. Este patrón de líneas oscuras se conoce como espectro de absorción.

Espectro de emisión del oro

Espectro de absorción del oro

Los espectroscopios son los instrumentos utilizados por los astrónomos para estudiar la composición de la luz y lo hacen por medio de unos elementos ópticos conocidos como rejillas de difracción que separan la luz emitida o absorbida por las estrellas de forma tal de poder identificar

las líneas de color específicas que permiten determinar que elemento o mezcla de elementos produjo la luz que es observada.

Separación de la luz en la rejilla de difracción de un espectroscopio

Las rejillas de difracción son el elemento principal de los espectroscopios y están constituidas por un material transparente, por ejemplo un vidrio o un plástico, que tiene grabada una gran cantidad de surcos paralelos y es donde se da el fenómeno de la separación de los colores.

Afortunadamente en el hogar se cuenta con un recurso que puede funcionar como una rejilla de difracción y lo encontramos en los discos compactos, en los que se tiene un material plástico transparente con una gran cantidad de surcos que es donde se graba la información.

En el procedimiento que se detalla a continuación se indicará como construir un espectroscopio casero y como convertir el patrón de luz observado, registrado fotográficamente, en un espectro que permita obtener alguna información del objeto que produjo la luz.

METODOLOGÍA

CONSTRUCCIÓN DEL ESPECTROSCOPIO

MATERIALES

Una caja de cartón del tipo utilizada para contener leche o jugo, de 1 litro de capacidad, y que tienen tapa rosca en uno de los planos inclinados de la tapa.

Un disco compacto en blanco Tijeras Cinta para electricidad color negro Pintura negra Cámara digital

PROCEDIMIENTO1. Hacer un corte a la caja de cartón a aproximadamente ¾ de la

longitud desde el fondo cortando únicamente 3 de los cuatros lados de la caja.

2. Recortar una ranura angosta de aproximadamente 2 cm de largo y 0.5 mm de ancho en el fondo de la caja, centrada y paralela al borde de la caja que no se cortó en el punto 2 anterior.

3. Pintar el interior de la caja con pintura negra.4. Volver a armar la caja utilizando cinta negra para adherir la parte

superior opuesta al extremo que no se cortó, dejando los extremos cortados libres de cinta.

5. Pegar trozos de cinta adhesiva sobre el lado del CD que tiene color o sea la cara que no se graba, arrancando la cinta adhesiva cuidadosamente de forma tal que se remueva la capa aluminizada que recubre al CD.

6. Cortar el CD a la mitad utilizando unas tijeras grandes.

7. Introducir el trozo de CD ya cortado por la ranura de la caja que se dejó sin cinta al rearmar la caja según se indicó en el punto 4.

8. Hacer las observaciones apuntando la parte ranurada del espectroscopio hacia una fuente luminosa intensa (por seguridad no apuntar directamente al sol) observando por la abertura de la caja (ver esquema)

Esquema de construcción del espectroscopio de difracción

9. Tomar fotografías colocando una cámara digital en el punto de observación.

DIGITALIZACIÓN DE LOS ESPECTROS OBTENIDOS

Una vez obtenido un espectro visible satisfactorio se puede proceder a su digitalización y posterior calibración y análisis siguiendo el procedimiento que se detalla a continuación.

Espectro de una luz de alumbrado público obtenida con el espectroscopio de difracción descrito

SOFTWARE LIBRE REQUERIDO

Software de procesamiento de imágenes ImagenJ (http://rsbweb.nih.gov/ij/download.html).

Software de procesamiento de espectros VisualSpec 3.7.2 (http://www.astrosurf.com/vdesnoux/)

PROCEDIMIENTO1. Obtener una fotografía a color en formato digital del espectro a

procesar y abrirla con el software ImagenJ.2. Convertir la imagen a formato de escala de grises de 32-bit

utilizando el comando Image_Type_32-bit.

Imagen en formato de tonos de gris de 32 bit3. Salvar la imagen del espectro en formato FITS utilizando el

comando File_Save As_FITS...

4. Abrir la imagen en formato Fits con el software VisualSpec y oprimir el botón Object binning para generar un perfil de intensidad vs distancia que es la forma no calibrada del espectro visible original en donde las crestas de la gráfica corresponden a las zonas de mayor emisión y los valles las zonas de menor emisión o emisión nula.

5. Identificar la señal de al menos dos picos en los que se conozca la longitud de onda de la señal.

Para este caso como el espectro es propio de una lámpara de sodio de alumbrado público fue posible identificar algunas de los picos de emisión comparando con espectros obtenidos de Internet (Figuras 1,2 y 3).

(http://ioannis.virtualcomposer2000.com/spectroscope/amici.html#1nap)

Figura 1: Lámpara de sodio de presión baja

Figura 2: Lámpara de sodio de presión media

Figura 3: Lámpara de sodio de presión alta

De estos espectros se observa que las señales a 498.2 y 515 nm son apropiadas para la calibración pues son picos agudos, de intensidad importante y aparecen en los tres tipos de lámparas lo que permite suponer que deberían estar presentes en el espectro medido en este estudio, lo que efectivamente se verifica observándose que incluso muestra la forma general del espectro de una lámpara de sodio de alta presión.

Una vez decidido cuales van a ser nuestras dos señales de referencia seleccionamos el menú Options_Preferences…, y en la carpeta References introducimos nuestros valores de referencia en amstrong (4982 Å y 5150 Å) y damos OK.

6. A continuación seleccionamos el menu Spectrometry_Calibration 2 lines y escogemos la opción Si en la ventana emergente que nos indica “No referente serie, do you want to use the current serie as a referente?”

7. Como siguiente paso colocamos el cursor a la izquierda del primer pico de referencia (4982 Å) y manteniendo el botón izquierdo del mouse oprimido, lo arrastramos hasta la derecha del pico. Aparecerá un recuadro con el valor de 4982, mismo que aceptaremos dando Enter. Procedemos de igual forma con el segundo pico de referencia (5150 Å) aceptando el valor que aparece en el recuadro dando un Enter.

De esta forma ya contamos con un espectro calibrado lo que nos permite conocer la longitud de onda de los demás picos presentes en el espectro (Figura 4).

Figura 4: Espectro de lámpara de sodio medido con espectroscopio de difracción casero y calibrado utilizando Visual Spec

Con el espectro ya calibrado vamos a proceder a intentar un análisis del mismo para demostrar como se puede obtener información de valor científico a pesar de lo limitado del medio que se utilizó para obtenerla.

En primer lugar vamos a tratar de correlacionar las longitudes de onda registradas con la presencia de elementos determinados. Por supuesto que al ser la lámpara en estudio una de vapor de sodio, debería verse en primer lugar señales de sodio en forma de un pico muy importante alrededor de 5890 Å, la conocida banda D del sodio (en realidad un par de picos muy cercanos).

Sin embargo en lugar de un pico de emisión, alrededor de 5900 Å se observa un valle. Igual comportamiento se puede ver en los espectros de referencia para lámparas de alta y media presión (Figuras 2 y 3) pero no para la de baja presión. Esto se explica por un fenómeno conocido como autoabsorción que se da cuando un átomo emite en una atmósfera muy concentrada en el mismo.

Ya que la población de átomos en el estado base (no excitado) es generalmente mayor que la población excitada (la que está emitiendo) y puesto que los átomos no excitados pueden absorber la misma radiación

que emiten los átomos excitados (radiación de resonancia) se da una disminución de la banda de resonancia, que en el caso del sodio es precisamente la banda D que es la que se observa disminuir en nuestra lámpara.

No obstante lo anterior es posible observar otra señal de emisión característica para el sodio que es el pico centrado alrededor de 5680 Å que debería observarse como un doblete delgado (5688 y 5682 Å) pero que por efecto de la temperatura sufre ensanchamiento térmico.

Se observan además picos de emisión a 4370, 5460 y 6160 Å que corresponden con tres de los cuatro picos principales de emisión en la región visible del mercurio (4355, 5458 y 6154 Å), lo que está en conformidad con la construcción típica de una lámpara de alta presión de vapor de sodio, en cuya atmósfera no solo hay sodio sino también mercurio y algún gas noble.

Quedan mas bandas sin identificar que podrían ser debidas al material de los electrodos, que son construidos normalmente con materiales cerámicos especiales, sin embargo a manera de demostración considero suficiente lo expuesto y espero haber demostrado el valor de la técnica de digitalización y calibración de espectros visibles aplicado al campo de la ciencia amateur.

Dejo al lector la tarea de explorar las demás opciones de Visual Spec y que se explican en el tutorial (http://astrosurf.com/vdesnoux/tutorial.html), que permiten una vez calibrado el espectro, identificar la posible presencia de elementos químicos, la resta de línea base y toda una serie de aplicaciones en el campo de la espectroscopia astronómica.