1

Práctica en espectroscopia estelar como apoyo a las actividades del Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital

Propuesta de pasantía con

Universidad Distrital Francisco José de Caldas

Por:

Bryan Santiago López Fonseca

20122135015

Proyecto de grado en la modalidad de pasantía para optar el título de

Licenciado en Física

UNIVERSIDAD DISTRITAL FRANCISCO JOSÉ DE CALDAS

FACULTAD DE CIENCIAS Y EDUCACIÓN

PROYECTO CURRICULAR DE LICENCIATURA EN FÍSICA

BOGOTÁ DC

2020

2

Práctica en espectroscopia estelar como apoyo a las actividades del Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital

Proyecto de grado en la modalidad de pasantía de conformidad con el acuerdo 02 de 2011 facultad de ciencias y educación

Pasante:

Bryan Santiago López Fonseca

20122135015

Director interno:

PhD. Olga Lucia Castiblanco Abril

Profesora facultad de ciencias y educación

Director externo:

Edilberto Suarez torres

Ing. Catastral y Geodesia – Profesor facultad de ingeniería

UNIVERSIDAD DISTRITAL FRANCISCO JOSÉ DE CALDAS

FACULTAD DE CIENCIAS Y EDUCACIÓN

PROYECTO CURRICULAR LICENCIATURA EN FÍSICA

BOGOTÁ DC

2020

3

Contenido RESUMEN ................................................................................................................................................................5

INTRODUCCIÓN .....................................................................................................................................................6

OBJETIVOS .............................................................................................................................................................8

Objetivo general .................................................................................................................................................8

Objetivos específicos .......................................................................................................................................8

CONTEXTO HISTÓRICO .......................................................................................................................................9

Newton y el primer acercamiento a la espectroscopia ...........................................................................9

Líneas oscuras en el espectro de luz ........................................................................................................ 10

Líneas de Fraunhofer .................................................................................................................................... 10

La clave estaba en los elementos químicos, nace una nueva ciencia ............................................. 11

Las Tres Leyes de la Espectroscopia de Kirchhoff ............................................................................... 14

Nacimiento de la Espectroscopia estelar................................................................................................. 15

Clasificación de espectros estelares ........................................................................................................ 16

clasificación Estelar de Harvard ................................................................................................................. 16

Diagrama H-R ................................................................................................................................................... 17

FUNDAMENTOS TEÓRICOS ............................................................................................................................ 18

Comportamiento Ondulatorio de la Luz ................................................................................................... 18

Difracción...................................................................................................................................................... 18

Refracción .................................................................................................................................................... 19

Dispersión .................................................................................................................................................... 19

¿Cómo se produce un espectro? ........................................................................................................... 19

Comportamiento Corpuscular de la Luz .................................................................................................. 20

¿Porque los elementos tienen un espectro determinado? ............................................................. 20

Átomo de Bohr ............................................................................................................................................ 21

Espectros de los Elementos .................................................................................................................... 22

Espectro de absorción .............................................................................................................................. 22

Espectro de emisión .................................................................................................................................. 23

Radiación electromagnética ........................................................................................................................ 24

Espectroscopia ............................................................................................................................................... 24

Espectroscopio ............................................................................................................................................... 25

INSTRUMENTACIÓN .......................................................................................................................................... 25

4

Tubos Espectrales.......................................................................................................................................... 25

Espectrógrafo LISA ........................................................................................................................................ 27

Software AudeLA ............................................................................................................................................ 29

Software ISIS ................................................................................................................................................... 30

Telescopio LX200 ........................................................................................................................................... 31

ACTIVIDADES DESARROLLADAS ................................................................................................................. 31

Contexto histórico y teórico de la espectroscopia................................................................................ 31

Contexto histórico de la espectroscopia estelar ................................................................................... 32

Uso del espectrógrafo LISA ......................................................................................................................... 32

Composición química del Sol, estrella tipo G ......................................................................................... 37

Composición química de Xi Tau, estrella tipo B .................................................................................... 41

Composición química de Vega, Estrella tipo A ...................................................................................... 41

Manual Tubos espectrales ........................................................................................................................... 41

Manual espectrógrafo LISA ......................................................................................................................... 42

PRACTICA EN ESPECTROSCOPIA ESTELAR PARA EL OBSERVATORIO ASTRONÓMICO DE LA

UNIVERSIDAD DISTRITAL ................................................................................................................................ 42

Contexto histórico .......................................................................................................................................... 42

Tubos espectrales .......................................................................................................................................... 42

Fundamentos teóricos .................................................................................................................................. 42

Construcción espectroscopio casero ....................................................................................................... 42

Uso del espectrógrafo LISA (sin telescopio) .......................................................................................... 45

Uso del espectrógrafo LISA (con telescopio) ......................................................................................... 45

APLICACIÓN DE PRACTICA EN ESPECTROSCOPIA ESTELAR ........................................................... 45

Practica en Espectroscopia y en Espectroscopia Estelar ................................................................... 45

METODOLOGÍA DE INVESTIGACIÓN ............................................................................................................ 50

Toma de datos ................................................................................................................................................. 50

Resultados ....................................................................................................................................................... 50

Análisis de resultados ................................................................................................................................... 51

EVALUACIÓN Y CUMPLIMIENTO DE LOS OBJETIVOS DE LA PASANTÍA......................................... 54

CONCLUSIONES Y RECOMENDACIONES ................................................................................................... 55

REFERENCIAS BIBLIOGRÁFICAS ................................................................................................................. 56

ANEXOS ................................................................................................................................................................ 58

5

RESUMEN

Este proyecto de pasantía se centra en el diseño y puesta a punto de una herramienta de apoyo para la enseñanza de la espectroscopia estelar y el uso del espectrógrafo LISA (el cual se encuentra en el Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital Francisco José de Caldas) a partir de una práctica teórico-experimental, donde nos enfocaremos en el estudio de la composición química de una estrella, esto será logrado gracias al uso del espectrógrafo LISA y un análisis de la información obtenida. Para el diseño de dicha práctica será necesario la recopilación de diferentes referentes bibliográficos, enfocados principalmente en la enseñanza de la astronomía y en la teoría correspondiente para entender la ciencia que fundamenta la espectroscopia. También será necesario el aprendizaje de uso y calibración de diferentes instrumentos del observatorio astronómico necesarios para lograr el desarrollo y aplicación de la práctica. Esta práctica será hecha tipo guía experimental junto con las descripciones de uso de los diferentes instrumentos que se requieran en la práctica, y serán suministrados como material de apoyo a las actividades del Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital Francisco José de Caldas, con el fin de promover la enseñanza y aprendizaje de la astronomía.

6

INTRODUCCIÓN

La Universidad Distrital Francisco José de Caldas es una institución de educación superior, la cual proporciona profesionales en diferentes áreas, gracias a los procesos que generan estudiantes y profesores. Entre las diferentes áreas del saber que tiene la Universidad Distrital es importante resaltar la física y dentro de esta la astronomía, áreas que han estado siempre presente tanto en investigación como en enseñanza, una muestra clara de esto son los diferentes grupos de semillero que ofrecen las diferentes facultades de la universidad, preocupándose por un buen desarrollo de la física y de la astronomía.

La universidad Distrital cuenta con 23 sedes, distribuidas en toda el área de Bogotá, cada sede cuenta con grupos de investigación en todas las áreas de enseñanza que ofrece esta institución. En cuanto a la Física y la astronomía se han creado, como ya se mencionó anteriormente, grupos de investigación distribuidos en muchas de sus 23 sedes, la licenciatura en física que hace parte de la facultad de ciencias y educación, la ingeniería catastral y geodesia de la facultad de medio ambiente y la ingeniería topográfica de la facultad de medio ambiente, son muestra de la investigación de la física y astronomía dentro de la universidad. Cada facultad ofrece espacios e instrumentos para promover la observación, enseñanza o didáctica de física y astronomía. La facultad de ciencias y educación ofrece un espacio para el aprendizaje y enseñanza de la física, pero de la astronomía simplemente ofrece ciertos instrumentos, pero no una infraestructura adecuada. La facultad de medio ambiente no cuenta con un espacio para el aprendizaje y enseñanza de la física, en cuanto a la astronomía ofrece, al igual que la facultad de ciencias y educación, ciertos instrumentos para el aprendizaje y enseñanza de esta, pero tampoco cuenta con una infraestructura adecuada. Por ende, la Universidad al contar con un espacio adecuado para la enseñanza y aprendizaje de la física, pero no de la astronomía, se ve en la necesidad de crear un sitio para la enseñanza y aprendizaje de la astronomía.

En el 2013 se empieza a transformar el antiguo matadero Distrital en la sede Aduanilla de Paiba; este predio está ubicado en la calle 13 con carrera 32, se restauró y adecuo para el desarrollo de eventos académicos. Desde ese momento la Universidad empieza a contar con una gran infraestructura que consta de la Biblioteca Central Ramon D´luyz, diferentes auditorios, oficinas, salas de estudio, exhibición, mapoteca y un muy necesitado observatorio astronómico. El observatorio fue hecho en el antiguo tanque de agua de la plaza de ferias ubicado en todo el centro de la sede, toma el nombre de Observatorio Astronómico Clemente Garavito Baraya. El primer inconveniente que el observatorio presenta fue que ninguna de las facultades decide utilizar o poner a funcionar, debido a esto durante 2 largos años el observatorio no contó con personal ni equipamiento para desarrollar actividad alguna. En el año 2016 los laboratorios de Ingeniería Catastral y Geodesia presentan propuesta para integrar el Observatorio Astronómico, lo cual para el año 2017 se entregan las instalaciones para que sean administradas. Los laboratorios de Catastral y Geodesia deciden trasladar Telescopios, Teodolitos y más elementos para que se realicen prácticas en la asignatura de astronomía. Para un mejor desarrollo del Observatorio fue necesario involucrar al semillero de investigación de Astroingeniería, monitores de las materias que realizaban prácticas en el observatorio, y la idea de involucrar pasantes dentro del observatorio. La idea de empezar a involucrar pasantes fue con el fin de promover la investigación y el uso constante del observatorio.

Debido a que el observatorio no contaba con los elementos e instrumentos necesarios, la Universidad Distrital y la Secretaria de Educación del Distrito realizan el convenio 1931, de esta manera se aporta un apoyo económico para dotar de manera adecuada al Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital Francisco José de Caldas, contando con nuevos y actuales elementos e instrumentos necesarios para el buen funcionamiento del observatorio. Gracias a esta dotación del observatorio crea la necesidad de hacer uso de los diferentes instrumentos para generar material académico y con interés de la comunidad universitaria y sus allegados, aprobando así a los posibles pasantes que ayudarían para este proceso.

7

Este trabajo de grado busca el aporte académico para el observatorio astronómico, con una pasantía enfocada en el uso de un instrumento muy importante el espectrógrafo LISA, el cual es uno de los muchos instrumentos con los que actualmente cuenta el Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital, promoviendo actividades y una práctica para el uso de este.

8

OBJETIVOS

Objetivo general Diseño y puesta a prueba de una práctica teórico-experimental en espectroscopia estelar para el Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital Francisco José de Caldas.

Objetivos específicos

• Identificar los elementos teóricos para la comprensión de la espectroscopia, la espectroscopia estelar y sus aplicaciones.

• Definir un protocolo para el uso y calibración de los instrumentos del observatorio necesarios para la espectroscopia estelar.

• Determinar las diferentes actividades para el diseño de una práctica teórico-experimental en espectroscopia estelar

• Aplicar y evaluar la practica teórico-experimental en espectroscopia estelar y analizar con los resultados obtenidos el impacto que tiene la didáctica en astronomía y la enseñanza de la espectroscopia.

9

CONTEXTO HISTÓRICO

Newton y el primer acercamiento a la espectroscopia

Entre 1665 y 1666 el gran Físico y Matemático inglés Isaac Newton retoma los estudios de la luz hechos por Descartes 20 años atrás. Descartes observo y estudio el fenómeno del arcoíris, tras una serie de experimentos afirmo que la luz del sol al pasar por un prisma se descomponía en varios colores (Postigo, 2019), se dice que los colores que observo descartes solo fueron azul y rojo, la hipótesis de descartes fue que el prisma transformaba la luz del sol en diferentes colores y que los colores que aparecían dependían del tipo de prisma que se utilizaba. Para corroborar la hipótesis de descartes, newton hizo un agujero en una habitación oscura, de tal modo que a través del agujero entraba luz solar, en la trayectoria que seguía la luz interpuso un prisma y noto que cuando pasaba la luz por el prisma esta se descomponía en una serie de colores (Baldárrago, 2009), estos colores no eran únicamente azul y rojo como observo descartes sino que eran exactamente los colores que se observaban en el fenómeno del arcoíris, los colores estaban superpuestos, el rojo pasando por el naranja, amarillo, verde, azul, hasta el violeta. A dicho efecto provocado por el prisma lo denomino espectrum que en latín significa aparición a lo que después se le denomino en español espectro. Debido a la hipótesis de descartes, Newton puso un segundo prisma el cual, para sorpresa de él, recompuso los colores en un solo haz de luz, la luz solar nuevamente. Gracias a esto pudo afirmar que la luz del sol era la mezcla de todos los colores y que el prisma no era un instrumento que descomponía la luz del sol, dejando a un lado la hipótesis generada por descartes años atrás (Pimentel, 2015).

Figura 1: Espectro de Newton

Memo, C. (2015). El espectro electromagnético [imagen]. Recuperado de

https://reevolucionestelar.wordpress.com/2015/09/30/espectros-i-el-espectro-electromagnetico/

10

Las afirmaciones de newton después de ver el espectro fueron perdiendo credibilidad ya que el nunca dio información detallada sobre los prismas que empleó, ni el procedimiento que siguió para ver el fenómeno. Distintos personajes quisieron recrear el experimento de Newton y no consiguieron ver el mismo fenómeno, debido a esto el experimento de newton no se tomó en serio y fue descartado por un tiempo.

Líneas oscuras en el espectro de luz

El descubrimiento de Newton deja de ser ignorado alrededor de 100 años después, cuando en 1802 William Wollaston, un científico inglés, retoma el concepto de espectro y decide recrear nuevamente el experimento que realizo Newton, pero mejorando ciertos aspectos. Consistía en hacer pasar luz solar a través de una rendija delgada, después de dicha rendija, puso un lente colimador, la cual le ayudó a enfocar la luz en una sola dirección, después puso un prisma para que lograra descomponer la luz solar en su respectivo espectro, este espectro lo apunto hacia una pantalla para poder analizar de una mejor manera. Para el análisis del espectro Wollaston agrego un pequeño telescopio el cual apuntaba directamente a la pantalla. Al realizar este experimento Wollaston encontró un resultado muy similar al de Newton, un espectro de la luz del sol, el cual tenía los colores que en su momento Newton mencionó, pero había algo distinto, al mirar por el telescopio notó que el espectro de la luz solar tenía alrededor de 5 líneas oscuras (véase, Figura 2). Por más interpretaciones que intento realizar a estas líneas, solo pudo llegar a una, las líneas oscuras no eran más que la separación de los colores, el límite natural de cada color y de esta forma concluye su investigación de la luz solar (Baldárrago, 2009).

Figura 2: Posible espectro visto por Wollaston

Líneas de Fraunhofer

En 1810 Joseph Von Fraunhofer un físico alemán, empezó a trabajar en una firma de Múnich muy famosa por la calidad de los instrumentos ópticos. Fraunhofer ya todo un experto en fabricar lentes, decide experimentar con la luz solar, retomando lo hecho por newton, se dice que Fraunhofer no sabía sobre el experimento que realizo Wollaston. En 1814 Fraunhofer recreo el experimento de newton y de manera similar a Wollaston agrego un telescopio y un prisma muy refinado, ambos construidos por el mismo, este nuevo prisma refinado le ayudo de una manera significativa pues el espectro de luz se mostraba de una manera más apropiada en la pantalla y para sorpresa de él, encontró también líneas oscuras, pero no 5 como vio Wollaston sino un numero casi incontable de líneas oscuras, cerca de 570 líneas.

Fraunhofer estudio muchas de las líneas oscuras de la luz solar y gracias a un análisis cuantitativo y la naturaleza ondulatoria de la luz, logró clasificar cerca de 324 líneas del espectro, esta clasificación no fue el cálculo de las longitudes de onda para cada línea. Para este cálculo tuvo que reemplazar el prisma en su experimento por un instrumento más controlado con el cual pudiera cuantificar sus datos, creó una rejilla de difracción, un instrumento que funciona igual que un prisma ya que a partir de este también se podía evidenciar el espectro de luz. La diferencia entre la rejilla de difracción y el prisma es que la rejilla funciona bajo el fenómeno físico ondulatorio de la difracción, además es un instrumento más controlado el cual cuenta con un numero de rejillas diminutas, el número de rejillas es dado por el constructor del instrumento y además estas rejillas se encuentran separadas también a una distancia ya determinada. El prisma en cambio funciona bajo el fenómeno físico ondulatorio de la refracción y es simplemente un instrumento sin tantos detalles al momento de su construcción, lo que genera una mayor dificultad a la

11

hora de querer calcular longitudes de onda. De las 324 líneas analizadas, resaltó 9 líneas, las cuales eran las más oscuras del espectro y las nombro con letras mayúsculas del abecedario, desde la A hasta la K, las líneas menos oscuras las nombro con otras letras. El total de estas líneas se conocen hoy en día como líneas de Fraunhofer.

Figura 3: Líneas de Fraunhofer

Líneas de Fraunhofer [imagen]. Recuperado de

https://es.wikipedia.org/wiki/L%C3%ADneas_de_Fraunhofer#/media/Archivo:Fraunhofer_lines.svg<

Después de analizar la luz solar Fraunhofer recreo nuevamente su experimento, pero ya no con la luz solar si no con la luz de diferentes astros. Apuntó a la Luna, Marte y Venus y al analizar los espectros de los tres, afirmo que esos espectros eran idénticos al espectro del sol, afirmando que ninguno de los tres podía emitir luz, sino que la luz que mostraban no era más que la luz del sol reflejada en estos. De manera similar apunto ya no a planetas ni luna sino a las estrellas y al analizar los espectros de diferentes estrellas encontró que los espectros no eran iguales al de la luz del sol si no que tenían líneas oscuras distintas, lamentablemente no pudo responder por qué habían líneas oscuras distintas, ya que sus estudios de los espectros se ven finalizados debido a su muerte en 1826 por una tuberculosis a sus 39 años, dejando una incógnita grandísima sobre el significado de esas líneas oscuras y la diferencia de algunos espectros (Troccoli, 1973).

La clave estaba en los elementos químicos, nace una nueva ciencia

Diferentes científicos empezaron a notar ciertas características al incidir energía a diferentes compuestos químicos, ya sea de manera eléctrica o térmica, estas características no eran más que el color, ya sea de su chispa o de su llama. En la década de 1830 Charles Wheatstone informo que al experimentar con varios electrodos, puestos uno sobre otro, y al poner entre ellos diferentes muestras de sales, notó que la chispa era de diferente color para cada muestra, su hipótesis fue que a partir del color de la chista se podía saber de qué muestra se podía hablar (Sañudo, 2013). En 1852 Jean Foucault observo en un experimento que, al calentar el gas del sodio, este emite una luz de un color particular y al analizar el espectro de la luz encontró varias líneas parecidas a las líneas de Fraunhofer (Véase, Figura 3). Un año siguiente al descubrimiento de Foucault, Anders Angstrom presento un documento en el cual postulaba la idea de que varios elementos, al ser calentados, emitían un distinto color de luz. En la misma década del documento de Angstrom, George Stokes y William Thomson afirmaron cosas muy similares sobre los elementos. Ninguno de ellos logró responder ni logró hacer un estudio detallado a tales afirmaciones sobres los espectros de cada elemento, pero no fue hasta 1859 cuando el físico alemán Gustav Kirchhoff y el químico alemán Robert Bunsen, revolucionaron la ciencia y la manera de observar los espectros (Sañudo, 2013).

Kirchhoff y Bunsen empezaron a notar las mismas características descritas por diferentes científicos al calentar distintas sustancias, distintos elementos. Ambos decidieron crear un instrumento el cual pudiera captar la luz de la llama de distintos elementos y además que pudiera mostrar su respectivo espectro.

12

Para la parte de la llama, utilizaron inicialmente un mechero de alcohol, pero este mechero emitía mucho humo y alteraba las condiciones del experimento, el mechero fue reemplazado por un mechero de gas, construido por el propio Bunsen. El nuevo mechero permitía quemar, calentar, distintos elementos sin necesidad de generar humo y con la facilidad de graduar la llama a su antojo. La parte del espectro fue desarrollada por Kirchhoff, él retomo las técnicas ópticas utilizadas por Fraunhofer y utilizo un prisma con el cual se podría mostrar el espectro de la luz, agregó además una placa de vidrio con una escala de tal forma que les ayudara a determinar la posición del espectro (Madrid, 2019).

Figura 4: Espectroscopio de Kirchhoff y Bunsen

Espectroscopio [imagen]. Recuperado de https://www.ucm.es/museogeo/espectroscopio-de-bunsen-y-kirchhoff

La Figura 4 muestra el posible instrumento hecho por Kirchhoff y Bunsen. El tubo A es por donde se observaba el espectro de la llama, el tubo B es por donde pasaba la luz de la llama y el tubo C contiene la placa de vidrio con la escala. El funcionamiento de este instrumento es igual de sencillo al experimento de Newton, Wollaston o Fraunhofer, la luz de la llama pasa por el tubo B y atraviesa el prisma P generando el fenómeno ondulatorio de la refracción y mostrando el espectro de la luz hacia el tubo A, la escala del tubo C se refleja en una de las caras del prisma P de modo que se superponen en el tubo A la imagen de la escala y la imagen del espectro. A este instrumento se le denominó Espectroscopio (Madrid, 2019).

Gracias a este experimento Kirchhoff y Bunsen analizaron cerca de 8 elementos y descubrieron que al vaporizar los elementos, cada uno tenía un espectro distinto, cada elemento tenía su Propio Espectro. Esos espectros no se parecían en lo absoluto al espectro del sol. Los espectros de los elementos ya no tenían líneas oscuras como el sol sino líneas de colores y espacios grandes oscuros.

13

Figura 5: Espectro del hidrogeno.

Figura 6: Espectro del Argón

Gracias al uso del espectroscopio Kirchhoff y Bunsen demostraron que se podía evidenciar distintos elementos conocidos y también sin conocer. En 1960 descubrieron el Cesio, su nombre es debido a que el espectro de este elemento tiene en su espectro la mayoría de líneas azules celestes (Sañudo, 2013).

Figura 7: Espectro del Cesio

Un año después (1961) descubrieron el rubidio, su nombre es porque su espectro presenta dos líneas rojas (Sañudo, 2013).

Figura 8: Espectro del Rubidio

La popularidad de sus descubrimientos, hicieron que varias personas se empezaran a interesar sobre el estudio de los espectros de distintos elementos. El físico británico Crookes pudo descubrir un nuevo elemento, pues analizó el espectro de una sustancia la cual no coincidía con ninguno de los elementos. El nuevo elemento fue el talio que recibe su nombre debido a que su espectro contiene líneas verdes (Talio proviene del griego que significa rama verde) (Sañudo, 2013).

Figura 9: Espectro del Talio

Kirchhoff no solo se quedó con el análisis de los espectros sino que también empezó a notar una relación de la líneas de colores de los elementos con las líneas oscuras del espectro del sol, descritas y calculadas por Fraunhofer.

14

Figura 10: Comparación de espectros con el espectro solar.

Catalán, G. (2008). Espectro de absorción del sol [imagen]. Recuperado de http://cimuco.blogspot.com/2008/10/espectro-de-

absorcin-del-sol.html

se dio cuenta que las líneas del espectro sodio, fierro, magnesio y otros elementos, coincidían perfectamente con varias de las líneas oscuras del espectro del sol. Kirchhoff se convierte así en el primer hombre en explicar el significado de las líneas de Fraunhofer, afirmando que estas líneas no son más que la presencia de elementos químicos en la superficie solar, dando fin a esta incógnita generada 35 años atrás.

Gracias a todos los descubrimientos y experimentos que pudieron realizar Kirchhoff y Bunsen, nace una nueva rama de la física y química, LA ESPECTROSCOPIA.

Las Tres Leyes de la Espectroscopia de Kirchhoff

Los estudios de Kirchhoff sobre el sol y nuevas investigaciones experimentales demostraron que las líneas oscuras en el espectro solar eran ocasionadas por los elementos químicos en forma gaseosa en la atmosfera solar. Para realizar esta afirmación, Kirchhoff tuvo que recrear una serie de experimentos que dieron pie a tres leyes empíricas sobre los tipos de espectros que puede generar la materia en la naturaleza:

1. Espectro Continuo: Un objeto solido o un gas muy denso y caliente produce un espectro sin líneas oscuras, es decir, un espectro continuo. Esta primera ley no es más que la descripción de un cuerpo negro.

Figura 11: Espectro Continuo

Sánchez, J. (2012). Espectro continuo, de emisión y de absorción [imagen]. Recuperado de

http://elfisicoloco.blogspot.com/2012/11/espectros-atomicos-emision-y-absorcion.html

2. Espectro de emisión: Un gas poco denso y muy caliente emite un espectro hecho de líneas

brillantes de distinto color (dependiendo de la longitud de onda), Cada espectro es diferente para cada elemento químico.

15

Figura 12: Espectro de emisión

Sánchez, J. (2012). Espectro continuo, de emisión y de absorción [imagen]. Recuperado de

http://elfisicoloco.blogspot.com/2012/11/espectros-atomicos-emision-y-absorcion.html

3. Espectro de absorción: Un gas frio y poco denso situado justo en frente de una fuente muy

caliente y densa (parecida a un cuerpo negro), produce un espectro interrumpido por diferentes líneas oscuras, denominadas líneas de absorción.

Figura 13: Espectro de absorción

Sánchez, J. (2012). Espectro continuo, de emisión y de absorción [imagen]. Recuperado de

http://elfisicoloco.blogspot.com/2012/11/espectros-atomicos-emision-y-absorcion.html

Lo que quiere decir que las líneas oscuras del espectro del sol se comportaban como un espectro de absorción. Debido a que la atmosfera solar está lo suficientemente alejada del núcleo, presenta una temperatura mucho más baja que la que podría presentar en su interior el sol, por lo tanto, podría considerarse como una atmosfera de baja temperatura la cual absorbe la radiación que se genera desde el interior del sol. Esta absorción se ve en el espectro en forma de líneas oscuras que depende de cada elemento que se encuentre en la atmosfera solar.

Nacimiento de la Espectroscopia estelar

A partir del descubrimiento de Kirchhoff y Bunsen la espectroscopia se empezó a utilizar como método de análisis de la luz para conocer los astros, convirtiéndose de esta manera en la herramienta astronómica más importante del último siglo.

En 1863 William Huggins un astrónomo ingles aficionado, empezó a aplicar la Espectroscopia a la astronomía y pudo encontrar diversas características con tan solo el espectro de luz que emiten los astros, entre sus aportes más importantes podemos resaltar:

• Encontrar distintos elementos químicos en muchas estrellas.

• Al analizar el espectro de emisión de una nebulosa planetaria pudo corroborar que estaban hechas de gases calientes.

• Fue el primero en usar espectros de comparación. Comparo el espectro de la estrella Sirius con el espectro de una lampara de hidrogeno de su laboratorio.

• Aplico el efecto Doppler al espectro de Sirius y encontró la velocidad radial de la estrella.

De todos los estudios de espectros estelares, en especial la composición química, pudo afirmar que “Aunque difieran unas de otras, todas están construidas siguiendo el mismo plan que nuestro sol y se componen de la misma materia que, al menos en parte, existe en nuestro planeta”. Gracias a todos los estudios espectroscópicos de los astros, la Espectroscopia empieza a ser considerada como una ciencia aparte. La aplicación de esta ciencia en las estrellas fue denominada Espectroscopia Estelar (Ribas, 2006).

16

Clasificación de espectros estelares

Desde que Huggins aplico la espectroscopia en diversas estrellas, se generó la necesidad de clasificarlas, pues al estudiar los astros se evidenciaron diferencias como su color, brillo o características particulares en sus espectros. En 1868 Angelo Secchi, un físico jesuita del observatorio del colegio romano del Vaticano, había analizado miles de estrellas a partir de sus espectros y logro agruparlas en 4 tipos diferentes:

• Tipo I: Estrellas azules o blancas, este tipo de estrellas tenían una característica particular en su espectro y es que presentaban líneas de absorción que coincidían con el hidrogeno.

• Tipo II: Estrellas amarillas o naranjas, este tipo de estrellas presentaban espectros similares a nuestro sol.

• Tipo III: Estrellas naranjas o rojas, este tipo de estrellas presentaban un espectro generalmente hacia el color rojo.

• Tipo IV: Estrellas de un rojo intenso, el espectro de estas estrellas estaba generalmente hacia el violeta.

clasificación Estelar de Harvard

(Fandom, 2019) A medida que una cantidad considerable de estrellas fue analizada, los 4 tipos estelares propuestos por Secchi se quedaron cortos y fue necesario un arreglo a las clasificaciones. A finales del siglo XIX (1880) se postuló un ambicioso proyecto que fue llevado a cabo por Edward Pickering y su asistente Williamina Fleming, el cual consistía en registrar, clasificar y elaborar un catálogo de espectros de estrellas. Desarrollaron una clasificación bastante útil y sencilla, empezaron a ordenar las estrellas por la intensidad de las líneas de absorción del hidrogeno en sus espectros, de esta manera se propusieron no 4 tipos sino 22 tipos de estrellas, nombrados de la A a la Q. Posterior a esto se quiso mejorar la clasificación ya creada y no solo tuvieron en cuenta las líneas de absorción del hidrogeno, sino que también ciertas líneas del calcio y sodio.

(Meadows, 1987) En 1896 Annie Jump Cannon notó algo que nadie había notado, la temperatura de las estrellas era la característica que diferenciaba a una de otra, reformulando de esta manera la clasificación propuesta por Pickering y Fleming. Cannon reorganizo los tipos no en 22 sino en 7 tipos (O, B, A, F, G, K, M) y agrego una subdivisión en cada tipo estelar, que iba del 0 al 9, donde el 0 significaba mayor temperatura y el 9 menor temperatura, por ejemplo, una estrella A9 es más fría que una A5. Los siete diferentes tipos de estrellas también expresaban temperatura, clasificándose de la siguiente manera:

• Tipo O: Estrellas muy calientes y luminosas, se caracterizan por su color azul. En este tipo de estrellas se encuentran las estrellas con temperaturas mayores de 33.000 K. El espectro de estas estrellas tiene líneas de absorción de nitrógeno, carbono helio y oxígeno.

• Tipo B: Estrellas con temperaturas entre 10.000K y 33.000 K, se caracterizan por su color azul tendiendo al blanco. Se caracterizan por ser extremadamente luminosas, en sus espectros se encuentra helio y líneas de absorción discretas de hidrogeno.

• Tipo A: Estrellas con temperaturas entre 7.500K y 10.000K, su color característico es blanco o con un tenue color azul. Las líneas de absorción de su espectro tienen líneas intensas de hidrogeno, pero también es evidente el helio.

• Tipo F: Estrellas con temperaturas entre 6.000 K y 7.500 K, su color característico es un blanco con un tono amarillo. Su espectro contiene líneas de absorción del hidrogeno, pero también de metales como hierro, titanio. calcio, estroncio y magnesio.

• Tipo G: Estrellas con temperaturas entre 5.200 K y 6.000 K, su color característico es el amarillo, nuestro sol es una estrella tipo G. Su espectro tiene líneas de hidrogeno algo débiles

17

y se encuentra el calcio, helio y distintos metales.

• Tipo K: Estrellas con temperaturas entre 3.700 K y 5.200 K, se caracterizan por su color naranja. Las líneas de absorción del hidrogeno es demasiado débil y se encuentran en ellas metales y oxido de titanio.

• Tipo M: Estrellas con temperaturas menores a 3.700 K, su color característico es el rojo. Su espectro tiene líneas de absorción de hidrogeno demasiado débiles y se encuentran metales y oxido de titanio, similares a las tipo K, simplemente se diferencian en su temperatura.

Cannon clasifico cerca de 225.000 estrellas y publico un catálogo de 9 volúmenes.

Diagrama H-R

En los inicios del siglo XX el químico danés Ejnar Hertzsprung decide dedicarse a la astronomía, en especial en la luminosidad de las estrellas. Hertzsprung analizo el brillo de muchas estrellas y con ayuda de la clasificación espectral realizada por Cannon, construyo un diagrama de estrellas, donde se podía observar una relación del brillo, tamaño y color de las estrellas.

De manera similar el astrónomo estadounidense Henry Norris Russell, creo un diagrama donde relacionaba el color, brillo y temperatura de las estrellas, muy similar al propuesto por Hertzsprung. A pesar de que ambos tenían un diagrama muy similar Russell confirmo que el trabajo de Hertzsprung había sido algo anterior al suyo. Sin importar esto el diagrama fue llamado como el Diagrama Hertzsprung-Russell o simplemente el Diagrama H-R.

El diagrama consiste en dos ejes principales, el eje horizontal cuenta con una escala de temperatura, acorde a la clasificación hecha por Cannon, esta escala empieza desde las temperaturas más altas y va hasta las temperaturas más bajas, o en pocas palabras ubico la clasificación estelar desde la O hasta la M. En el eje vertical se cuenta con una escala que mide la luminosidad y donde toma como referencia nuestro sol.

Figura 14: Diagrama Hertzprung-Russell

Hertzsprung-Russell Diagram. [Diagrama]. (2007). Recuperado de https://www.eso.org/public/images/eso0728c/

18

A la gran línea que va desde la parte superior izquierda hasta la parte inferior derecha, se le denominó secuencia principal. En la secuencia principal se encuentran la mayoría de las estrellas, incluyendo nuestro sol. Por encima de la secuencia principal encontramos las estrellas gigantes y supergigantes, en este punto se puede observar que a pesar de que tienen temperaturas muy similares a varias de la secuencia principal se diferencian en una gran luminosidad, por lo tanto, un gran tamaño. Y debajo de la secuencia principal se encuentran las enanas blancas, tienen un tamaño muy pequeño y una densidad enorme, por lo tanto, una temperatura enorme. Gracias a este diagrama se logra definir una tercera clasificación, la cual consiste en la clase de su luminosidad relacionada con su tamaño:

• Ia0: Son estrellas super gigantes extremas.

• Ia: Son estrellas super gigantes luminosas.

• Iab: Son estrellas super gigantes moderadas.

• Ib: Son estrellas super gigantes menos luminosas.

• II: Son estrellas gigantes brillantes.

• III: Son estrellas gigantes normales.

• IV: Son estrellas subgigantes

• V: Son estrellas enanas, estrellas de la secuencia principal.

• VI: Son estrellas subenanas.

• VII: Son estrellas enanas blancas Por lo tanto, si pensamos en la clasificación espectral del sol encontramos que es una estrella G2V, lo que significa que su temperatura está cerca a los 5.500 K y el V significa que está en la secuencia principal, algo que es totalmente correcto.

FUNDAMENTOS TEÓRICOS

Comportamiento Ondulatorio de la Luz

En los inicios del siglo XVIII se tenían 2 perspectivas sobre el comportamiento natural de la luz. El comportamiento corpuscular (partícula) el cual se basó en las publicaciones y aportes de Isaac Newton y el comportamiento ondulatorio basados en los aportes de Hooke y Huygens. Debido a los grandes aportes de Newton en el campo de la física y las matemáticas, la teoría corpuscular de la luz tuvo un mayor impacto durante todo el siglo XVIII hasta que en el inicio del siglo XIX, exactamente en 1801, Thomas Young probó experimentalmente que la luz no tenía otro comportamiento que el de una onda.

Difracción

La difracción es un fenómeno ondulatorio el cual sucede cuando la onda que se propaga encuentra una rendija, la cual tiene un tamaño similar a la longitud de onda que posee la onda propagante. La rendija al tener dimensiones similares a la longitud de onda perturba la onda y se convierte en una fuente secundaria de ondas cambiando de esta manera la dirección de la onda inicial, esta dirección depende de la longitud de onda que posea la onda inicial (Marqués, 2019).

19

Figura 15: Difracción de una onda

Difracción de ondas [imagen]. Recuperado de

https://www.uv.es/jmarques/_private/Teor%C3%ADa%20m.a.s.%20y%20ondas%20.pdf

Refracción

La refracción es un fenómeno ondulatorio el cual consiste en el cambio de dirección y velocidad de la onda al pasar de un medio material a otro. Cada dirección que tome la onda depende solamente de la longitud de onda que posea (Hecht, 2000).

Figura 16: Refracción de una onda

La refracción de la luz [imagen]. Recuperado de https://www.portaleducativo.net/tercero-basico/780/La-luz-reflexion-y-refraccion

Dispersión

La dispersión es un fenómeno ondulatorio que consiste en la separación de las ondas de distinta frecuencia al cambiar la dirección de propagación. Desde el punto de vista de la luz como una onda se puede presentar dos fenómenos que dan muestra de la dispersión (Hecht, 2000).

¿Cómo se produce un espectro?

Cuando la luz pasa a través de un prisma, como lo hizo newton, se muestra el espectro de los colores. Esto es debido a que la luz blanca al estar en el aire y luego entrar al prisma cambia de dirección, presenta el fenómeno de la refracción, el cambio de dirección inicia la dispersión ya que para cada

20

frecuencia (color) que posee la luz hay una dirección determinada, dando como resultado el espectro de la luz.

Figura 17: Dispersión de la luz

La dispersión óptica [imagen]. Recuperado de http://lafibraopticaperu.com/la-dispersion-optica/

Cuando la luz blanca pasa a través de una serie de rejillas con dimensiones cercanas a sus longitudes de onda (como lo hizo Fraunhofer) se genera el fenómeno de la difracción lo cual lleva a un cambio de dirección de la luz, el cambio de dirección al estar relacionado con la frecuencia y longitud de onda da pie a la dispersión de los colores, obteniendo como resultado el espectro de la luz.

Figura 18: Difracción de la luz a través de una rejilla.

Dispersión de la luz con una rejilla de difracción [imagen]. Recuperado de https://www.edu.xunta.gal/centros/ieschanmonte/aulavirtual2/mod/page/view.php?id=9580

Comportamiento Corpuscular de la Luz

Después del experimento de Young, el comportamiento ondulatorio de la luz logro responder distintos fenómenos físicos excepto uno, el efecto fotoeléctrico; este fenómeno es muy importante en la física ya que gracias a su explicación se logra afirmar que la luz no solo es una onda sino también una partícula. ¡la luz tiene un doble comportamiento!

¿Porque los elementos tienen un espectro determinado?

Kirchhoff y Bunsen revolucionaron la ciencia con su trabajo sobre los espectros que emitían los elementos, encontrando que para cada elemento hay un espectro determinado, pero ni Kirchhoff ni Bunsen lograron describir físicamente por qué los elementos emitían o absorbían un espectro

21

determinado, en ese momento no existía ninguna teoría que lograra explicar esto. Tuvo que pasar cerca de 60 años para que se pudiera responder esa pregunta a partir de una nueva teoría física, un nuevo modelo físico.

Átomo de Bohr

A finales del siglo XIX e inicios del siglo XX se generaron distintos modelos atómicos con el fin de explicar la estabilidad de la materia. El único modelo que funciono fue el modelo atómico de Bohr (1913) el cual se basó en el modelo atómico de Rutherford propuesto años atrás. El modelo de Bohr es similar a nuestro sistema solar, propuso que el átomo era un sistema con un núcleo central y que alrededor de ese núcleo giraban los electrones en orbitas especiales. Al igual que nuestro sistema solar el átomo presentaba fuerzas atractivas, en vez de la fuerza gravitacional relaciono la fuerza de coulomb.

Figura 19: Modelo atómico de Bohr

Modelo de Bohr [imagen]. Recuperado de http://espinoza-ciencias-3.blogspot.com/2016/03/modelo-de-bohr-y-modelos-de-lewis.html

(Eisberg & Resnick, 2013) El modelo atómico de Bohr se propuso junto con cuatro postulados, los cuales corregían los errores del modelo de Rutherford:

1. El electrón gira en ciertas orbitas alrededor del núcleo. Las orbitas son circulares debido a la fuerza de coulomb que se genera entre el electrón y el núcleo.

2. El electrón solo puede girar en orbitas discretas, las cuales dependen de que el momento angular 𝐿 sea multiplo entero de la constante de plank ℎ dividido entre 2𝜋.

𝐿 = 𝑛ℎ

2𝜋

3. A pesar de que el electrón se acelera cuando gira en una de sus orbitas discretas, no irradia

energía. Por lo tanto, su energía permanecerá constante mientras siga en la misma orbita. 4. Para que un electrón pierda o gane energía es necesario que él se mueva de una órbita a otra.

Debido a que las orbitas de un electrón son discretas, la ganancia o la perdida de energía también debe ser discreta y depende de la constante de Plank ℎ y la frecuencia 𝑓.

Δ𝐸 = ℎ ∙ 𝑓 Donde Δ𝐸 es el cambio de energia que puede presentar el electron, debido a que ℎ es una

22

constante, la energia solo depende de la frecuencia, a mayor frecuencia mayor cambio de energía. Este postulado hace referencia a la relación usada por Einstein en el efecto fotoeléctrico, por lo tanto, para que un electrón gane energía debe absorber la energía de un Fotón y para perder energía el electrón debe expulsarla en forma de luz (fotones).

Espectros de los Elementos

El modelo de Bohr no sería valido hasta que se comprobara su teoría con un fenómeno físico, fue así que Bohr decidió aplicar su modelo al átomo de hidrogeno ya que es un átomo que cuenta con un solo electrón. El objetivo principal de aplicar el modelo atómico al átomo de hidrogeno fue para responder por qué los elementos tenían espectros determinados, tanto para emitirlos como para absorberlos. En base a su cuarto postulado se planteó que el átomo en un estado de total equilibrio sin ganancia ni perdida de energía debería estar en un estado inicial, ese estado lo denomino como estado fundamental, el estado fundamental es cuando el electrón está en la órbita más cercana posible a núcleo.

Figura 20: Átomo de Hidrogeno, estado fundamental.

Donde 𝐸0 es la energia del electron en su estado fundamental.

Espectro de absorción

Si se le incide energía al átomo, el electrón debe absorber la energía y así aumentarla, pero para cada orbita hay una energía determinada, entonces si se genera un aumento de energía él debe alejarse del núcleo y pasar a una órbita correspondiente a su energía adquirida. La energía que un electrón puede absorber no es cualquier energía, es solo una energía discreta, la energía que le suministraría un fotón con una frecuencia determinada.

Figura 21: cambio de estado fundamental

Donde 𝐸1 es la energia del electron después de absorber el foton.

Este proceso fue el único capaz de explicar el espectro de absorción de un elemento, descrito en las leyes de Kirchhoff, por lo tanto, esas líneas oscuras que le faltan al espectro continuo no son más que el resultado de la absorción de fotones en una frecuencia determinada. Por este motivo el espectro de absorción de los elementos es distinto, ya que cada elemento tiene una cantidad de electrones diferente,

23

quiere decir que cada elemento absorbe distintos fotones de distinta energía, distinta frecuencia, distinta longitud de onda por lo tanto distinta línea de color.

Figura 22: Espectro de absorción

Espectro de emisión

Si se le sigue suministrando más energía al electrón, el seguirá cambiando de orbita y alejándose de su núcleo, pero en la naturaleza todo tiene un límite, este límite llega cuando el electrón de tanta energía absorbida no puede recibir más y no tiene otra opción que perder toda la energía que ya ha ganado para así regresar a su estado fundamental y poder absorber de nuevo más energía. Así mismo como el electrón absorbe energías discretas debido a sus orbitas pues también debe expulsar energías de manera discreta. La única forma que tiene el electrón de ganar energía es absorbiéndola de un Fotón pues entonces para perder energía simplemente debe expulsar un Fotón (Luz).

Figura 23: Regreso al estado fundamental

Donde 𝐸0 es la energia fundamental del electron, debido a la emisión del foton.

Este proceso fue capaz de explicar el espectro de emisión mencionado en las leyes de Kirchhoff, por lo tanto, esas líneas de colores emitidas por los elementos no son más que la muestra de emisión de fotones debido a la disminución de energía de sus electrones. Cada elemento al tener diferente cantidad de electrones emite diferentes tipos de fotones, por ese motivo cada espectro de emisión es distinto para cada elemento. La razón por la que solo se ven líneas en el espectro de emisión es porque cada Fotón emitido tiene una energía discreta, por lo tanto, una frecuencia específica, por lo tanto una longitud de onda específica, esto quiere decir una línea de color determinada.

24

Figura 24: Espectro de emisión

Radiación electromagnética

Se puede definir como la emisión de energía en forma de ondas o partículas. Este tipo de ondas son la combinación de un campo eléctrico y un campo magnético, los cuales se pueden propagar en el vacío o en un medio material, (Eisberg & Resnick, 2013). Existen diferentes tipos de radiación electromagnética, los cuales dependen de su frecuencia y longitud de onda, como las ondas de radio, ondas microondas, radiación infrarroja, la luz visible, la radiación ultravioleta, los rayos x o los rayos gamma. Los diferentes tipos de radiación electromagnética se clasifican para partir de un espectro electromagnético de frecuencias:

Figura 25. Espectro electromagnético

Fuente: (Ciencias Naturales, 2019). El espectro electromagnético [imagen].

Espectroscopia

Se define como el estudio de la interacción de la radiación electromagnética con la materia (UV, 2019). La espectroscopia analiza la luz visible que absorbe, emite o dispersa la materia, para analizar la luz es necesario descomponerla a partir de un instrumento llamado espectroscopio, el objetivo de descomponer la luz es para observar el espectro del cual está hecha ya que en el espectro está la información más importante. Al aplicar la espectroscopia en diferentes elementos químicos se logró concluir que cada espectro de cada elemento es único, gracias a esta conclusión la espectroscopia se empieza a usar para saber la composición química de diferentes cuerpos.

25

Espectroscopio

Es un instrumento el cual mide las propiedades de la luz, principalmente descompone la luz en las diferentes longitudes de onda que la forman, para que suceda este proceso dentro del instrumento se encuentra un prisma o una rejilla de difracción, las cuales cuando pasa la luz a través de ellos, sucede el fenómeno de la refracción o difracción y dispersa la luz en las diferentes longitudes de onda (colores) que la conforman, en otras palabras, muestra el espectro de radiación de la luz analizada.

Figura 26. Espectro de luz visible

Fuente: (Ciencias Naturales, 2019). Espectro de luz visible [imagen].

INSTRUMENTACIÓN

Para poder desarrollar de manera adecuada los objetivos propuestos en esta pasantía fue necesario el uso de distintos instrumentos, los cuales permitieron un buen desarrollo y aprendizaje de la espectroscopia y la espectroscopia estelar.

Tubos Espectrales

La aplicación de los tubos espectrales fue necesaria para entender ciertos conceptos de espectroscopia. Este experimento es una comparación al descubrimiento de Kirchhoff y Bunsen en 1859, donde explicaron que los elementos al ser calentados o excitados generaban un espectro único, una huella digital. El funcionamiento es bastante sencillo, los tubos se insertan en una fuente de voltaje de alrededor de 5000 V, el campo eléctrico hace que el elemento que se encuentra dentro del tubo, aumente su energía y emita una luz propia.

26

Figura 27: Lampara espectral con Helio

Para complementar este experimento fue necesario el uso de gafas espectrales, los lentes de estas gafas son hechos de una rejilla de difracción por lo tanto permite que la luz se difracte y muestre su espectro.

Figura 28: A) Lampara espectral y espectro del Helio y B) Lampara espectral y espectro del Hidrogeno

A)

B)

Se contaron con 6 distintos tubos y permitieron entender conceptos como la difracción, espectro de emisión, modelo atómico de Bohr, entre otros.

27

Espectrógrafo LISA

Después de entender la ciencia de la espectroscopia fue necesario el uso del espectrógrafo LISA. Este instrumento funciona igual que las gafas de difracción o igual que un espectroscopio, analiza la luz descomponiéndola en las diferentes longitudes de onda que la conforman, la diferencia es que cuenta con una cámara que almacena la imagen del espectro y su capacidad óptica es muchísimo mejor. El espectrógrafo LISA se usa para medir los espectros de las estrellas, a esta aplicación de la espectroscopia se le denomina Espectroscopia Estelar.

Figura 29: espectrógrafo LISA

Se compone de dos partes principales:

• La sección azul de la figura ### muestra la unidad de guía y la unidad de calibración.

• La sección verde muestra el espectrógrafo en sí.

Figura 30: Secciones del espectrógrafo LISA

Fuente: (Thizy O. , 2012). Shows the details [imagen].

Cada sección cuenta con partes importantes las cuales permiten desarrollar de una manera correcta el funcionamiento del espectrógrafo LISA:

28

Figura 31: Partes del espectrógrafo LISA

Fuente: (Thizy O. , 2012). Inside LISA [imagen].

El funcionamiento interno del espectrógrafo LISA es muy sencillo, la luz del objeto analizado entra por el telescopio y atraviesa la ranura, es reflejada por el espejo principal el cual esta inclinado para que la luz vaya directo al lente colimador, gracias al lente la luz se transforma en un haz paralelo. El haz paralelo va directo a la rejilla la cual hace difractar la luz y por ende dispersarla en todas las longitudes de onda de la cual está constituida (espectro), el espectro va hacia el lente objetivo y ahí es donde es tomada la imagen para analizar.

Figura 32: Paso de la luz a través de la sección del espectrógrafo

Para la sección guía, toda la luz que entra en el telescopio pero que no paso a través de la ranura, se refleja al espejo guía el cual envía la luz directamente a la cámara guía y allí gracias a un software puede observarse lo que se ve en el telescopio.

29

Figura 33: Paso de la luz a través de la sección guia

Software AudeLA

Para poder adquirir los espectros con el espectrógrafo LISA fue necesario la instalación y el uso del software AudeLA. Este software permite controlar el espectrógrafo LISA a partir del computador. Sus principales funciones fueron el uso de la cámara guía que permite observar que estaba captando el espectrógrafo, el uso de la cámara de adquisición que permite tomar el espectro y guardarlo, refrigeración de la cámara de adquisición para no generar ruido electrónico en los espectros.

Figura 34: Espectro Solar en el software AudeLA

30

Figura 35: Espectro Estelar en el software AudeLA

Software ISIS

ISIS es un software que permite reducir y procesar los espectros que se toman con el espectrógrafo LISA. Gracias a sus funciones, muestra el perfil del espectro, lo cual es una ayuda importante pues gracias al perfil del espectro, puedo saber la longitud de onda de líneas de emisión o absorción y de esta manera podemos relacionarlo con la composición química.

Figura 36: Perfil del Espectro Solar en el software Isis

31

Telescopio LX200

El uso del telescopio LX200 se hizo necesario ya que el espectrógrafo LISA analiza la luz de distintas estrellas. Este telescopio cuenta con un autoguiado, muy útil para seguir las estrellas y poder captar de manera apropiada su luz. Cuenta con una base de datos de distintos astros, tiene un ancho de 14 pulgadas lo cual lo hace un telescopio potente para la observación.

Figura 37: Telescopio LX200. Universidad distrital, sede Aduanilla de Paiba.

ACTIVIDADES DESARROLLADAS

Durante la pasantía en el Observatorio astronómico de la Universidad Distrital, se desarrollaron distintas actividades las cuales permitieron el progreso de los objetivos y ayudaron a la creación de la practica teórico experimental en espectroscopia estelar.

Contexto histórico y teórico de la espectroscopia

Se hizo un barrido histórico de la espectroscopia. La idea era detallar todo el proceso que pasó esta ciencia a través de la historia, todos los personajes que aportaron para su desarrollo y todos los conceptos teóricos necesarios para comprender esta ciencia.

En cuanto al contexto histórico, rescaté los eventos más relevantes empezando por:

• Isaac Newton con su descubrimiento del espectro, los estudios de Wollaston y Fraunhofer sobre las líneas de absorción en el espectro solar, los importantes aportes Kirchhoff y Bunsen sobre la relación de los elementos químicos y su único espectro, y las leyes espectroscópicas de Kirchhoff muy importantes para entender porque existían líneas de emisión o de absorción en la luz.

Por otra parte, los conceptos teóricos fueron muchos, esta ciencia hace parte de la física clásica y de la física moderna, en los conceptos que quise resaltar están:

32

• El comportamiento ondulatorio de la luz. Aquí se encuentran conceptos y fenómenos ondulatorios importantes para describir la espectroscopia, como la difracción, refracción y la dispersión.

• El comportamiento corpuscular de la luz. Esta parte fue muy importante ya que es la única manera de explicar por qué existen espectros de emisión y de absorción únicos para los elementos. Uno de los temas más importantes tratados en esta parte es el modelo atómico de Bohr, un modelo que explica a partir de partículas el por qué existen los distintos tipos de espectros. Ya con esto se plantea el concepto de radiación electromagnética y el concepto de la espectroscopia.

Contexto histórico de la espectroscopia estelar

Ya que esta pasantía era relacionada con la astronomía, fue necesario entrar en detalle en una aplicación de la espectroscopia, la espectroscopia estelar. Esta aplicación se genera después de los aportes de Kirchhoff y Bunsen y tiene una gran repercusión en la astronomía ya que se logra estudiar cuerpos fuera de nuestro planeta todo gracias al estudio de la luz. Trato en esta parte de entrar en detalle con cómo nace la espectroscopia estelar y como se fue creando la clasificación estelar, muy importante a la hora de estudiar las estrellas.

Uso del espectrógrafo LISA

Uno de los procesos más importantes de las actividades fue el manejo del espectrógrafo LISA. Debido a que el espectrógrafo es un instrumento nuevo, nadie había tenido la oportunidad de usarlo. Tuve que ponerme en la tarea de leer el manual original y así ir comprendiendo como se manejaba, no fue nada fácil ya que es un instrumento con bastantes funciones y necesita de un buen manejo de los softwares para un apropiado funcionamiento.

El proceso que se siguió fue el siguiente:

• instalación de softwares: Lo primero que se empezó a hacer fue la instalación de los softwares ya que sin estos el espectrógrafo no funciona.

• Espectro solar: Con la instalación adecuada, se necesitaba aplicar el instrumento a una estrella. La primera estrella en la que se utilizó el espectrógrafo fue al sol. El espectrógrafo no necesita de telescopio cuando se usa con el sol debido a la gran cantidad de luz que emite durante el día.

Figura 38: Espectro solar

Al obtener el espectro del sol, se notaron la líneas de absorción que evidencio Fraunhofer, las líneas de Fraunhofer.

33

• Imágenes de calibración: Para poder analizar el espectro del sol fue necesario adquirir diferentes imágenes, las cuales permiten estudiar el espectro más a fondo. ▪ Imágenes Dark: Son imágenes que sirven para eliminar la señal oscura que se genera al

momento en que se calienta la cámara de adquisición. Se toman sin ninguna señal de luz.

Figura 39: Imagen Dark

▪ Imágenes Flat: Este tipo de imagen permite corregir bordes oscuros o iluminación no uniforme de los espectros que ha adquirido, es un espectro de una lampara de Tungsteno que se encuentra en el módulo de calibración del espectrógrafo. Su nombre Flat es porque el espectro es bastante continuo, plano.

Imagen 40: Imagen Flat

▪ Imágenes Offset: Este tipo de imágenes permiten eliminar la señal generada por el ruido electrónico de la cámara de adquisición. Para adquirir esta imagen, se hace una toma de 0 segundo y sin ninguna señal de luz, es muy parecida a la imagen Dark.

34

Figura 41: Imagen Offset

▪ Imagen de Neón: La imagen de Neón es muy importante ya que su función es darle un parámetro al software ISIS para que pueda calcular el perfil del espectro con sus respectivas longitudes de onda. Para adquirir esta imagen se debe activar la lampara de Neón que se encuentra en el módulo de calibración del espectrógrafo.

Figura 42: Espectro de Neón

• Reducción de datos: Con ayuda de las imágenes de calibración, el espectro del sol y el software ISIS se procedió a estudiar más a fondo el espectro solar. Obteniendo de esta manera el perfil del espectro y sus respectivas longitudes de onda.

35

Figura 43: Perfil espectral en el software Isis

Esos picos que se observan no son más que la muestra de las líneas de Fraunhofer. Estos picos de absorción son muy importantes para comprender los elementos que se encuentran en la superficie solar.

• Curva de respuesta instrumental: Debido a que el espectrógrafo tiene distintos elementos los cuales tienen sensibilidad a la longitud de onda fue necesario hacer una corrección, que se basa en la comparación de un espectro solar de la base de datos del software ISIS y el espectro solar adquirido. El fin de la curva de respuesta instrumental es mejorar el espectro.

Figura 44: Curva de respuesta instrumental

• composición del sol: después de obtener el perfil del espectro solar, se procedió a revisar la composición química. Se uso un aplicativo web llamado SpectroWeb, es un atlas interactivo espectral. El fin de este aplicativo es ayudar a usuarios a identificar líneas espectrales mediante la

36

comparación de espectros observados de estrellas brillantes con espectros computalizados. Cuenta con una selección de 10 a 15 regiones del espectro visible, según el tipo de estrella que se pretenda analizar. Para encontrar los diferentes elementos químicos en el sol, se usó el perfil del espectro que se obtuvo con el software ISIS. Se revisaba la longitud de onda de los picos de absorción más profundos. Ya que el sol es muy rico en elementos tiene una gran cantidad de picos de absorción lo que hace el análisis de composición más complicado, pero si se enfoca en los picos más profundos se vuelve el proceso mucho más sencillo. El aplicativo cuenta con distintos tipos de estrellas:

Figura 45: Lista de estrellas en SpectroWeb (SpectroWeb, 2018)

En este caso al ser el sol, tiene un análisis exclusivo para este tipo de espectro. Lo que se hacía era mirar en los rangos de longitud de onda en el espectro solar del aplicativo y comparar con los picos de absorción encontrados con ISIS:

Figura 46: Pico de absorción del hidrogeno en el Espectro Solar

37

Figura 47: Lista de elementos en el espectro solar (SpectroWeb, 2018)

La figura 46 muestra un pico de absorción profundo en una parte del espectro solar, revisando la longitud de onda de ese pico se procedía a usar SpectroWeb. La figura 47 muestra la lista de elementos junto con las longitudes de onda que puede presentar el espectro solar. La columna azul muestra que tan intenso es el pico de absorción, y la fila negra muestra el elemento al cual le corresponde el pico de absorción.

Composición química del Sol, estrella tipo G

Tabla 1. Elementos químicos encontrados en el espectro del Sol.

Elemento longitud de onda (SpectroWeb)

Longitud de onda (Isis)

Hidrogeno 6562,8 6563,5

4861,4 4862,1

4340,5 4340,0

Magnesio 5172,7 5173,1

5167,3 5167,5

5189,6 5189,3

5528,4 5529,3

sodio 5895,9 5895,7

5889,8 5888,3

5689,0 5689,3

calcio 6439,1 6439,5

6162,2 6162,3

6122,3 6122,8

6102,8 6101,9

hierro 5615,7 5616,0

6393,5 6393,0

6400,0 6400,9

38

5658,6 5658,5

5325,1 5325,3

cromo 4289,7 4589,2

5208,4 5209,3

5409,8 5409,5

• Espectros estelares: Cuando se entendió todo el proceso con el sol, pasé a observar estrellas y adquirir espectros de su luz. Para esto fue necesario el uso del espectrógrafo unido al telescopio.

Figura 48: Telescopio LX200 y espectrógrafo LISA

El proceso es bastante similar al que se siguió con el sol, la diferencia es que los espectros estelares no son tan ricos en picos de absorción por lo tanto hacia el análisis más sencillo.

Figura 49: Espectro de una estrella

Después de obtener el espectro de la estrella, se reducían datos con las imágenes de calibración y el software ISIS. Obteniendo el perfil del espectro correspondiente

39

Figura 50: Perfil de un espectro estelar

• Composición química de las estrellas: Con el perfil del espectro, al igual que con el sol, se revisaba la composición química de la estrella usando el aplicativo SpectroWeb. La única diferencia es que ya no me concentraba en el estudio del sol en el aplicativo si no en el tipo de estrella que estaba analizando, por ejemplo, una estrella tipo B:

Figura 51: Lista de estrellas en SpectroWeb (SpectroWeb, 2018)

Me concentraba en los picos de absorción y revisaba a que elemento le correspondía. Para las estrellas es mucho más sencillo ya que hay una menor cantidad de picos de absorción:

40

Figura 52: Picos de absorción de un espectro estelar

Concentrado en uno de los picos, revisaba el aplicativo, me posicionaba en el rango espectral y concluía que elemento químico tiene la estrella:

Figura 53: Elementos en estrellas tipo B en SpectroWeb (SpectroWeb, 2018)

41

Composición química de Xi Tau, estrella tipo B

Tabla 2. Elementos químicos encontrados en el espectro de Xi Tau

Elemento longitud de onda (SpectroWeb)

Longitud de onda (Isis)

Hidrogeno 3970,0 3970,0

4101,7 4100,8

4340,5 4340,0

6562,7 6563,1

Hierro 4860,6 4860,0

4472,9 4473,1

Azufre 4174,4 4175,0

Helio 4713,1 4713,0

Composición química de Vega, Estrella tipo A Tabla 3. Elementos químicos encontrados en el espectro de Vega

Elemento longitud de onda (SpectroWeb)

Longitud de onda (Isis)

Hidrogeno 3970,0 3970,0

4101,7 4100,8

4340,5 4340,0

6562,7 6563,1

Hierro 4480,6 4480,0

4860,6 4860,1

5891,3 5890,9

Titanio 4549,6 4550,0

Cromo 5274,9 5275,0

Manual Tubos espectrales

A partir del uso de los tubos espectrales, escribí un manual, el cual permitirá el buen uso y cuidado de los tubos espectrales. Es un manual muy sencillo en el que quise permitirle al lector no solo aprender sobre el uso de los tubos sino también aprender sobre todo lo relacionado con la espectroscopia. Se divide 6 en partes:

• Historia y desarrollo de la espectroscopia

• Fundamentos teóricos de la espectroscopia

• Instrucciones de seguridad

• Instrucciones de uso

• Análisis espectral de los tubos Este manual se dejará en el observatorio para promover el aprendizaje de la espectroscopia y el uso de las lámparas espectrales.

42

Manual espectrógrafo LISA

El uso y calibración del espectrógrafo LISA ayudo a crear un manual. Este manual no es más que la explicación paso a paso de cómo usar el espectrógrafo, se divide en 9 partes principales:

• Historia y desarrollo de la espectroscopia estelar

• instalación de los diferentes softwares

• Toma de espectro solar

• Reducción de datos del espectro solar

• Uso del espectrógrafo LISA en el telescopio

• Toma de espectros estelares

• Reducción de datos de espectros estelares

• Composición química a partir de los espectros estelares

• Calibración y enfoque de las cámaras del espectrógrafo LISA El manual se dejará en el observatorio de la Universidad Distrital para que las personas que deseen usar el espectrógrafo LISA entiendan como usarlo de una manera sencilla y detallada.

PRACTICA EN ESPECTROSCOPIA ESTELAR PARA EL OBSERVATORIO ASTRONÓMICO DE LA UNIVERSIDAD DISTRITAL

Después del desarrollo de las diferentes actividades, propuse la practica en espectroscopia estelar la cual servirá como apoyo a las actividades que se quieran desarrollar en el observatorio astronómico de la universidad distrital.

Contexto histórico

La primera parte de la practica será el contexto histórico de la espectroscopia. Es muy importante contarle al asistente de donde nace, como se desarrolla, cuáles son las repercusiones de esta ciencia.

Tubos espectrales

Posterior a la contextualización histórica, se aplicará un experimento muy ilustrativo el cual le permita al asistente entender el fin de la espectroscopia. Se hará uso de las gafas espectrales para notar la diferencia de los espectros en distintos elementos.

Fundamentos teóricos

Dejando claro el desarrollo y aplicación de la espectroscopia, se explicarán los fundamentos teóricos que el usuario necesita para comprender por completo todo lo relacionado con la espectroscopia. Comportamiento ondulatorio de la luz para comprender porque aparece un espectro, comportamiento corpuscular de la luz para comprender porque los elementos tienen un único espectro, el concepto formal de la espectroscopia, entre otros.

Construcción espectroscopio casero

Se va a proponer un modelo de espectroscopio, el cual se construirá con materiales caseros:

• 1 cartulina

• 1 CD

• Tijeras

• Colbon Consiste en hacer 16 cuadrados de igual tamaño en el octavo de cartulina:

43

Figura 54: Modelo para construir espectroscopio casero

De los 16 cuadrados se les pedirá realizar el siguiente croquis:

Figura 55: Croquis espectroscopio casero

Luego unir cada una de las caras hasta encontrar la siguiente caja:

Figura 56: Espectroscopio Casero

44

La línea horizontal azul representa la ranura por donde entrara la luz y la línea azul curva es por donde el asistente mirará el CD.

Para hacerlo funcionar basta con hacer entrar cualquier tipo de luz a través de la ranura. Luego se deberá observar el CD dentro de la caja, con el fin de ver el espectro. El CD actúa como prisma y por lo tanto al incidir luz en el mostrara el espectro respectivo.

El uso del espectroscopio casero será con las lámparas espectrales, la idea es mostrar que funciona para realizar espectroscopia

• Luz solar Figura 57: Espectro luz Solar con Espectroscopio Casero

• Luz emitida por el hidrogeno

Figura 58: Espectro del Hidrogeno con Espectroscopio Casero

• Luz emitida por el helio

Figura 59: Espectro del Helio con Espectroscopio Casero

45

Uso del espectrógrafo LISA (sin telescopio) Se usará el espectrógrafo LISA sin telescopio para explicar de una manera detallada cómo funciona el instrumento. La idea es usarlo en el día con el sol, explicando su respectiva adquisición del espectro, adquisición de las imágenes de calibración, reducción de datos y composición química del sol.

Uso del espectrógrafo LISA (con telescopio) Cuando ya esté claro el uso del espectrógrafo LISA se procederá a usarlo con el telescopio, esta parte de la practica depende 100% de las condiciones climáticas. Se hará similar como se hizo con el sol, la diferencia será la manera de adquirir los espectros ya que se necesitan otros parámetros para adquirir el espectro estelar, posterior a eso se aplicará el análisis de datos y composición química de la estrella analizada.

APLICACIÓN DE PRACTICA EN ESPECTROSCOPIA ESTELAR

Practica en Espectroscopia y en Espectroscopia Estelar

Para la aplicación de la práctica, se plantearon 2 tipos; la Practica Espectroscopia y la Practica en Espectroscopia Estelar. La aplicación fue en el Colegio Fabio Lozano Simonelli (Usme), el planetario de Bogotá, la Semana de la Física en la Universidad Distrital, el semillero GEAF de Lic. en Física de la Universidad Distrital y Visitantes del observatorio Astronómico de la Universidad Distrital (estudiantes de carreras de ingeniería de la UD y Colegios Distritales)

• P. espectroscopia (planetario, visitas al observatorio astronómico de la UD, colegio Usme) La práctica en espectroscopia es introductoria, muy breve en cuanto a su desarrollo. Esta práctica se planteó de un máximo de tiempo de 60 min y el fin es aportar:

o Contexto histórico o Uso de las lámparas espectrales o Construcción de un espectroscopio casero

El contexto histórico traté de desarrollarlo de una manera muy simple y puntual, ya que la población a la que iba dirigido el taller, eran estudiantes de colegio o simplemente no tenían idea de los distintos conceptos para entender esta ciencia. El uso de las lámparas espectrales fue muy importante, ya que relacionaron toda la historia con el experimento, generaban un gran asombro al ponerse las gafas y notar los distintos espectros en los elementos. En cuanto a la construcción del espectroscopio casero fue entretenido para los asistentes de los talleres, ya que entendieron que para aplicar la espectroscopia no se necesitaban instrumentos sofisticados sino materiales simples.

Figura 60: Visita al Colegio Fabio Lozano Simonelli

46

Figura 61: Visita colegios Distritales al Observatorio de la UD

A)

B)

47

Figura 62: Visita estudiantes de ingeniería de la Universidad Distrital, Semana de la inauguración del Observatorio.

• T. espectroscopia estelar (semana de la física en la universidad distrital, semillero GEAF, inauguración Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital) El taller de espectroscopia estelar es complemento del taller de espectroscopia. Se agregaron nuevas partes al taller y se corrigieron ciertos aspectos que analizar en la aplicación del taller anterior. Se dividió en:

• Historia y conceptualización de la espectroscopia

• Uso de las lámparas espectrales

• Contextualización de la espectroscopia estelar

• Explicación del funcionamiento del espectrógrafo LISA

• Uso del espectrógrafo LISA En la aplicación de este taller la población manejaba de una manera más apropiada los diferentes conceptos y estaban relacionados con el tema de la espectroscopia. El uso del espectrógrafo LISA fue importante ya que no sabían cómo se estudiaban las estrellas ni con cual instrumento. Siento que los asistentes se llevaron cosas importantes, complementaron lo que sabían y aprendieron muchísimas cosas nuevas.

Figura 63: Taller de espectroscopia estelar a estudiantes de ingeniería de la UD

A)

48

B)

Figura 64: Taller en espectroscopia estelar, semana de la enseñanza de la Física

A)

49

B)

C)

D)

50

METODOLOGÍA DE INVESTIGACIÓN

Este estudio se hizo bajo la perspectiva de la investigación cualitativa, con base de la técnica de Observación Directa y el procedimiento de la teoría fundamentada, ya que permite evidenciar el comportamiento, interés y reacciones de los participantes. La observación directa la complementé con un registro de observación (Anexo A) que se desarrolló al final de cada la práctica y así no depender solamente de la memoria y obtener la mayor información de los participantes.

Toma de datos

La toma de datos se realizó a lo largo de todo el desarrollo de la practica en espectroscopia estelar, enfocándome en la enseñanza y aprendizaje, ya que permite analizar de una manera más detallada el contexto y la evolución conceptual del participante.

Se realizaron dos sesiones de observación con dos grupos diferentes, Estudiantes de ingeniería de la universidad distrital e Integrantes del semillero GEAF. Tomé en cuenta estas dos visitas por que el objetivo principal de esta pasantía era generar una práctica que le permitiera al participante comprender la espectroscopia y la aplicación de esta en la astronomía, sin necesidad de manejar a la perfección las respectivas teorías. Tener el punto de vista de participantes que están familiarizados con la espectroscopia y la física relacionada en ella (semillero GEAF) era muy importante para saber si los conceptos que se usaron en esta práctica eran los correctos a la hora de explicarlos, por otro lado, el punto de vista de los visitantes de carreras ajenas a la espectroscopia y en general a conceptos físicos utilizados en esta ciencia (estudiantes de carreras de ingeniería) permitían analizar sobre si el desarrollo de la practica era el más adecuado para el observatorio. El lugar de la aplicación fue en el observatorio de la Universidad Distrital en la sede aduanilla de Paiba.

Me centré en 3 etapas principales para tomar datos.

1. Desarrollo histórico - teórico de la espectroscopia y uso de gafas con las lámparas espectrales: revisé las intervenciones espontaneas que tenía el visitante, preguntas sobre el tema, reacción al observar las lámparas espectrales y relación de lo explicación en el desarrollo histórico y el experimento de las lámparas espectrales.

2. Construcción del espectroscopio casero y aplicación con las lámparas espectrales: en esta segunda etapa se les daba las instrucciones a los visitantes de como armar el espectroscopio casero, una vez tenían las instrucciones se les suministró los materiales y en el momento de la construcción me centré en las reacciones y preguntas que cada uno podía presentar. Cuando ya estaba finalizado el espectroscopio casero revisé la manera en que ellos lo usaban en las lámparas espectrales y las preguntas que surgían al observar el experimento.

3. Desarrollo de la espectroscopia estelar y manejo del Espectrógrafo LISA: una vez el participante entendió la idea de la espectroscopia, le brindé información sobre esta ciencia, pero aplicada a la astronomía y más específicamente a las estrellas, su aplicación es idéntica a la espectroscopia, pero la diferencia es que se usan instrumentos más sofisticados ópticamente pues la luz de las estrellas es más limitada. Posterior a esto se explicó cómo funciona el espectrógrafo LISA, mostrando la importancia de la aplicación y el análisis de la luz en la Astronomía. En esta fase la intervención del participante se limitó pues al ser tan delicado el espectrógrafo LISA y tan especificas sus funciones, no permitía al participante manipular el instrumento, por lo tanto, solo me enfoqué en los comentarios y preguntas.

Resultados

Los resultados que se encontraron en estas dos visitas fueron los siguientes:

Etapa 1

51

• Todos los participantes presentaron un gran asombro al usar por primera vez las gafas y ver el espectro de la luz solar.

• Participante 1: “¿quiere decir que el color que vemos con nuestros ojos es la combinación de todos los colores que se ven con las gafas?”

• Asombro al notar la diferencia de los espectros de cada elemento. Se evidencia que entienden que cada elemento tiene un espectro único.

• Reacción de los participantes del semillero GEAF al enterarse que elementos como el Cesio, Rubidio y Talio toman su nombre gracias al análisis de los espectros de cada uno.

• Reacción de los participantes de carreras de ingeniería al enterarse que el Helio se descubrió primero en el sol y por eso tiene ese nombre.

• Se sugiere por parte de los participantes de GEAF que no se le dé animismo a la explicación atómica de la espectroscopia.

Etapa 2

• Facilidad de ambas visitas para seguir instrucciones y construir el espectroscopio casero.

• Participante 2: “¿Puedo hacer un orificio más grande para que entre más luz en el espectroscopio?”

• Asombro de ambas visitas al notar que los espectroscopios caseros funcionan al aplicarlos en las lámparas espectrales.

• Participante 3: “¿por qué el espectro del hidrogeno se ven líneas tenues de color verde cuando se supone que se deberían ver líneas rojas y azules?”

• Participante 4: “¿Por qué con mi espectroscopio no puedo ver las líneas de colores?” Etapa 3

• Se sugiere por parte del semillero GEAF hacer uso de más imágenes para explicar la espectroscopia estelar, ya que en la presentación mostrada ese día no se hizo uso de muchas imágenes para la comprensión del desarrollo histórico de la espectroscopia estelar y su clasificación.

• Gran reacción de los visitantes de ingeniería al saber que las estrellas rojas son las estrellas con más baja temperatura y que las azules son las que tienen más temperatura.

• Asombro al ver que el diagrama H-R muestra la vida de las estrellas.

• Asombro de los visitantes de ingeniería al saber que el sol es una estrella de baja temperatura.

• Participante 5: “¿Por qué el espectro se ve a blanco y negro con ese aparato?”

• Participante 6: “¿que grafica el programa cuando muestra esos picos?”

• Participante 5: “¿Por qué el espectro de una estrella es menos alto que el del sol? ¿Por qué tiene menos líneas que las del sol?”

Análisis de resultados

Teniendo en cuenta los dos puntos de vista al aplicar la practica en espectroscopia estelar, la observación directa y el diario de campo de cada visita, se evidencia un aporte muy importante en los visitantes.

Etapa 1

Se evidencia en la intervención del participante 1, el cual analiza el proceso que tiene la luz al pasar por las gafas, que de manera indirecta está utilizando el concepto de difracción para asegurar que la luz que ven sus ojos está compuesta por diferentes longitudes de ondas (colores) y nota que las gafas son necesarias para que este fenómeno ocurra y lo evidencien sus ojos.

52

Por otro lado, las reacciones de asombro de los visitantes de ingeniería y del semillero GEAF al usar por primera vez las gafas, muestra la importancia y la necesidad de conectar al visitante con la teoría y desarrollo de la espectroscopia por medio de la experimentación.

La información suministrada a los visitantes sobre el descubrimiento de elementos como el Helio, Talio, Rubidio y Cesio tuvo un impacto notable, pues el visitante se sorprendió y además le permitió complementar el desarrollo histórico de la espectroscopia. El visitante entiende que la espectroscopia es una ciencia con una repercusión grande, no solo en la Física sino también en la química.

Etapa 2

Se puede constatar que los participantes presentaron facilidad para construir el espectroscopio casero, fue suficiente con una breve explicación y un modelo del espectroscopio para que el participante lograra una construcción adecuada, que funcionara y que le permitiera entender que la espectroscopia no necesita materiales sofisticados para experimentarla.

El participante 2 realiza una pregunta importante para poder ver mejor lo espectros, de manera indirecta se preocupa por la cantidad de luz que entra al espectroscopio casero, mi respuesta fue que lo intentara y notara la diferencia, como conclusión llegamos a que el orificio más grande permitía un ingreso mayor de luz y a su vez una mejor visión de los espectros pues cuando se presentaba una ranura pequeña, fue más complicado ver los espectros del hidrogeno y nitrógeno especialmente (elementos con baja intensidad lumínica).

El participante 3 evidencia líneas de colores de color verde en el espectro del hidrogeno cuando no se deberían ver líneas verdes, notamos que a pesar de que el espectroscopio es casero su capacidad de captar luz es muy buena y a pesar de que en la cúpula del observatorio es bastante oscuro, ingresa luz y esas líneas verdes no son más que la muestra de la luz solar que lograba entrar a la cúpula.

El participante 4 no logra observar ninguno de los espectros en comparación con sus compañeros, su espectroscopio no cumplía una condición importante y es que el trozo de CD estaba muy cerca a la ranura, si estaba cerca a la ranura no se podía ver el espectro pues el ojo no lograba ver el trozo de CD a través del visor del espectroscopio. El participante corrige su error y comprendió que la ubicación del CD es estratégica en el espectroscopio casero, ya que esto está relacionado con el concepto de dispersión, pues para cada longitud de onda (color) hay un Angulo determinado de dispersión y el trozo del CD al estar más cerca a la ranura, dispersaba la luz en un punto diferente al visor.

Etapa 3

Los participantes de ingeniería generaban confusión al relacionar el color rojo como una temperatura alta y el azul como una temperatura baja. Esta práctica ayudó al participante a comprender la relación de color (longitud de onda) con la energía de un cuerpo (temperatura). Del mismo modo muchos de los participantes desconocían que el sol es una estrella de una temperatura baja en comparación con estrellas en todo el universo, corregir esta información aporto mucho a la práctica.

Se evidencia por parte del participante 5 que el concepto de espectro es claro, ya que entiende que un espectro no es más que la muestra de distintos colores (longitudes de onda). El espectrógrafo LISA tiene una cámara con imagen a blanco y negro, por lo tanto, todos los espectros estarán ausentes de color, algo que nota el participante en su momento y pide la aclaración, ya que no tenía relación el concepto con lo que el observaba. El participante 5 también cuestiona los espectros de las estrellas tomados por el espectrógrafo, la razón es porque los espectros de estrellas son menos altos y no se parecen al espectro del sol, se hace necesario explicar y aclarar que debido a la intensidad lumínica de una estrella en comparación con el sol su espectro es menos alto. La diferencia en la cantidad de líneas de absorción es debido a que existen distintos tipos de estrellas, con distintas temperaturas y por lo tanto con distintos elementos químicos (distinta cantidad de líneas espectrales).

53

Se nota interés por parte del participante 6 en cuanto a la gráfica que muestra el espectrógrafo LISA luego de analizar los espectros, su intervención permite aclarar que el programa da una relación de la intensidad lumínica y de la longitud de onda del espectro captado, a partir de esto se muestra una mejor comprensión de los participantes al momento del análisis de la gráfica.

54

EVALUACIÓN Y CUMPLIMIENTO DE LOS OBJETIVOS DE LA PASANTÍA

• De acuerdo con el objetivo principal se logra realizar y poner a prueba una práctica en espectroscopia estelar. En esta práctica se hace uso de los instrumentos del observatorio astronómico como las lámparas espectrales, las gafas espectrales, el telescopio LX200 y el espectrógrafo LISA.

• Se realizó un proceso de indagación, aprendizaje y enseñanza de la espectroscopia y la espectroscopia estelar. Se pudo realizar un contexto histórico de esta ciencia y un desarrollo teórico de la física relacionada con esta.

• Se logró el uso de distintos instrumentos que permiten estudiar y aplicar la espectroscopia y la espectroscopia estelar. El uso de estos instrumentos permitió realizar observaciones y obtención de espectros estelares.

• Se logra corroborar que los elementos que se encuentran en la tierra son los mismos que en las estrellas. En todas las estrellas el elemento químico más fundamental el Hidrogeno.

• Se generaron 2 manuales de uso y calibración; el primer manual es del espectrógrafo LISA y el segundo el de las Lámparas Espectrales. Estos manuales tienen como fin el manejo adecuado de los instrumentos y serán entregados al observatorio astronómico de la Universidad Distrital.

• A lo largo de la pasantía se generaron distintas actividades relacionadas con la espectroscopia y la espectroscopia estelar, la secuencia de estas actividades al final hizo parte de la practica en espectroscopia estelar.

• Se logró aplicar en 2 ocasiones la practica en espectroscopia estelar, ambas visitas aportaron grandes ideas, correcciones y resultados favorables. Debido a distintas circunstancias como el paro vivido a finales del 2019 y la cuarentena en el 2020 no se logran más aplicaciones.

55

CONCLUSIONES Y RECOMENDACIONES

• Mediante el desarrollo de la pasantía a lo largo del 2019 en el Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital se logró adquirir conocimientos en espectroscopia, espectroscopia estelar y el uso de distintos instrumentos Astronómicos.

• El uso del espectrógrafo LISA es un éxito ya que se logran captar espectros de diferentes estrellas.

• Los espectros captados por el espectrógrafo LISA fueron analizados con el software Isis y comparados con una base de datos en el aplicativo web SpectroWeb, encontrando resultados coherentes y consistentes, dependiendo el tipo de estrella.

• Se recomienda al Observatorio Astronómico de la Universidad Distrital realizar una calibración al enfoque del espectrógrafo LISA ya que se presentan ciertos inconvenientes para encontrar la estrella deseada.

• La aplicación de la practica en espectroscopia estelar permitió a los visitantes un avance conceptual sobre esta ciencia, arrojando interés e interacción por parte de los participantes. De esta forma se evidencia que la practica será una gran herramienta para el observatorio astronómico de la Universidad Distrital.

• El uso de experimentos en la práctica en espectroscopia estelar es clave para motivar a los participantes, ya que cuando ellos estaban en una actividad de interacción se lograba evidenciar el interés de cada participante por medio de la intervención y avance conceptual de cada uno.

• La espectroscopia es una ciencia que conceptualmente puede aprenderse, ya que las personas que visitaron el observatorio, las visitas que se hicieron a colegios, el taller de la semana de la física, entre otros, mostraron un gran acogimiento e interés.

• El uso del espectrógrafo LISA debe volverse esencial para el observatorio astronómico de la Universidad Distrital pues la información que este instrumento extrae de la luz es crucial para el estudio de la astronomía.

• Se recomienda al observatorio astronómico aplicar el manual del espectrógrafo LISA para hacer buen uso del instrumento y así generar una base de datos más amplia de distintas estrellas.

• Se recomienda al observatorio astronómico profundizar más en el software Isis para no solo analizar elementos químicos si no ir más allá, por ejemplo, el cálculo de temperaturas.

• La enseñanza de la espectroscopia es una realidad y aunque hoy en día no es muy aplicada, gracias a esta pasantía pude evidenciar que hay muchísima información que es necesaria compartir con cualquier tipo de población. Espero que este trabajo de grado sea un inicio para que tanto el observatorio como licenciatura en física se tomen más en serio esta ciencia y trasmitan más y más la repercusión de esta en el mundo, en el universo.

56

REFERENCIAS BIBLIOGRÁFICAS

Baldárrago, M. E. (2009). Espectroscopía estelar y solar en el infrarrojo cercano . Lima-Peru: UNIVERSIDAD

NACIONAL MAYOR DE SAN MARCOS .

Ciencias Naturales. (16 de marzo de 2019). Obtenido de https://www.areaciencias.com/fisica/espectro-de-luz-

visible.html

Ciencias para el Mundo Contemporaneo. (15 de febrero de 2019). Obtenido de

http://cimuco.blogspot.com/2008/10/espectro-de-absorcin-del-sol.html

Corredor Bernal, W. (2006). Un Acercamiento a la Espectroscopia. Góndola, Enseñanza y Aprendizaje de las

Ciencias.

Eisberg, R., & Resnick, R. (2013). Fisica cuantica. California : LIMUSA.

Fandom. (02 de Agosto de 2019). Fandom. Obtenido de http://javierdelucas.es/clasificacionestelar.htm

Hecht, E. (2000). Óptica. Madrid: ADDISSON WESLEY IBEROAMERICANA.

La astronomia como ciencia didactica. (22 de marzo de 2019). Obtenido de http://astromaestrat.es/la-

astronomia-como-ciencia-didactica/?v=42983b05e2f2

Madrid, U. C. (Septiembre de 2019). ESPECTROSCOPIO DE BUNSEN Y KIRCHHOFF. Obtenido de

https://www.ucm.es/museogeo/espectroscopio-de-bunsen-y-kirchhoff

Marqués, J. L. (26 de julio de 2019). Física y Química José Luis Marqués. Obtenido de

https://www.uv.es/jmarques/_private/Teor%C3%ADa%20m.a.s.%20y%20ondas%20.pdf

Meadows, A. J. (1987). Evolución Estelar. Barcelona: Reverté S. A.

Pedreros Martinez, R. I. (2017). La astronomia, su enseñanza e investigación en el departamento de la fisica de la

Universidad Pedagógica Nacional. CIDC.

Pimentel, J. (2015). TEORÍAS DE LA LUZ Y EL COLOR EN LA ÉPOCA DE LAS LUCES. DE NEWTON A GOETHE. arbor ,

191 (775).

Polanco Erazo, Y. (2017). Enseñanza de la astronomia estelar a docentes en formacion en ciencias naturales. Cali,

Colombia.

Postigo, A. d. (02 de Octubre de 2019). DISEÑO Y CONSTRUCCIÓN. Obtenido de DE ESPECTROSCOPIOS:

https://webs.ucm.es/info/Astrof/users/jaz/TRABAJOS/UGARTE/espectro.htm

Ribas, M. (2006). Historia de las Estrellas . Buenos Aires : Capital Intelectual.

Sañudo, M. C. (2013). Evolución Historica de los Principios de la Quimica . Madrid : UNED.

Serway, R. A. (2005). Física para ciencias e ingeniería . México D.F.: CENGAGE Learning.

SpectroWeb. (2018). The interactive database of Spectral Standard star atlases. Obtenido de

http://spectra.freeshell.org/spectroweb.html

Theophanides, T. (2012). Introduction to Infrares Spectroscopy. ResearchGate, 11.

57

Thizy, O. (2012). LISA Pacl High Luminosity Spectrograph User Guide & Reference Manual. Shelyak Instruments.

Thizy, O., & Cochard, F. (2012). Lisa Pack High Luminosity Spectrograph User Guide & Reference Manual. Shelyak

Instruments, 13-15.

Troccoli, O. E. (Abril de 1973). Biblioteca Central Leloir . Obtenido de

https://bibliotecadigital.exactas.uba.ar/download/tesis/tesis_n1438_Troccoli.pdf

UV. (22 de marzo de 2019). Teoria de la Absorbancia. Obtenido de

https://www.uv.es/qflab/2018_19/descargas/cuadernillos/qf1/castellano/Teoria/Absorbancia.pdf

58

ANEXOS

Anexo A. Registro de observación.

Fecha: Hora: Lugar:

Actividades desarrolladas:

N° de Participante Descripción de la observación

Impresiones del observador

Observaciones: