CONSTRUCCIÓN DE UN ESPECTRÓGRAFO
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Figuras 1, 2 y 3. Presentación del ponente a cargo de Juan Carlos Alcázar. Diapositiva inicial de la charla y momento de la exposición.
1. Descripción:
Un espectroscopio es un
instrumento analizador de la luz, en el cual, el ojo del observador es el
detector. Un espectrógrafo es también un instrumento analizador pero, en este
caso, el detector es una cámara CCD.
Con un espectrógrafo es posible conocer las condiciones de
temperatura, campos eléctricos y magnéticos, composición química y velocidad
relativa de un objeto que se encuentra a millones de kilómetros.
2. Componentes del Espectrógrafo.
El espectrógrafo se encuentra formado por los siguientes
componentes:
Rendija:
La rendija es la entrada de luz
del espectrógrafo. La imagen focal debe formarse justo sobre su superfície.
Físicamente consiste en una delgada abertura metálica que suele tener un ancho
de unas decenas de micras con el fin de seleccionar con precision un solo
objeto. Las líneas que observamos en los espectros no son más que imágenes de
la rendija, focalizadas por el instrumento.
El instrumento esta provisto de dos rendijas, una de 62 micras y otra de 26. Esta última es la más empleada. Sólo cuando se trate de obtener un espectro de un objeto extenso y muy débil (galaxias, nebulosas, etc.) se empleará la de 62 micras. Las rendijas pueden intercambiarse en 2 minutos. nota: Pueden obtenerse en Melles Griot. USA.
El colimador:
Se trata de un simple doblete acromático de 120 mm. de focal que focaliza la imagen de la rendija sobre la red de difracción ( ilumina con una luz uniforme y paralela la red ). nota: Puede obtenerse en Edmundt Scientific Co. USA.
La red de difracción:
Una red de difracción es un analizador óptico, muy superior a un prisma, que emplea la difracción para descomponer la luz en sus componentes básicos.
Una red de difracción a reflexión consiste en una superficie de vidrio de precisión en donde se han grabado por un procedimiento de replicación sobre una resina, un gran número de líneas muy juntas (pueden adquirirse comercialmente hasta de 1.800 L/mm). Sobre esta superficie se deposita una capa reflectante de aluminio. El aspecto de la red es parecido al de un disco de CDROM. En nuestro caso se emplea una de 1800 Líneas /mm. La red descompone la luz y la refleja con un ángulo distinto para cada longitud de onda. Una lente objetivo de alta calidad focaliza el espectro sobre una cámara CCD. nota: Puede obtenerse en Edmundt Scientific Co.USA.
Lente objetivo:
La luz que envía la red debe ser focalizada sobre la superficie del detector CCD con la óptica de un objetivo muy luminoso para fotografía (24x36). En este caso se empleo un objetivo 1,2/55 de la fírma Zuiko (Olympus) nota: Puede obtenerse en ARPI y/o Casanovas, Barcelona.
Fig.1 . Diagrama de componentes ópticos del espectrógrafo.
El detector CCD:
Se recomienda emplear un CCD aunque también puede emplearse película fotográfica de alta sensibilidad. En nuestro caso la cámara es una Starlight Xpress MX716 de 752 x 580 píxels de 8,6 micrones. nota: Puede obtenerse en Valkanik, Barcelona.
Mecánica:
El espectrógrafo puede acoplarse
directamente a cualquier telescopio Celestron o Meade. Todas las piezas que
forman el instrumento están hechas con plancha de aluminio anodizado de 12 mm.
Debemos tener en cuenta que a causa de la alta dispersión que posee, no es posible incluir en una sola imagen todo el espectro visible (necesitamos 6 imágenes). Por lo que es necesario seleccionar la parte del espectro que nos interesa girando un micrómetro centesimal (Mitutoyo), que manualmente inclina en fracciones de grado la red de difracción. Por consiguiente, la indicación del nónio en el micrómetro se corresponde con una relación simple con la longitud de onda lambda de la siguiente manera: 5,65 mm = 5.650 Å.
Fig. 2. Imagen del espectrógrafo totalmente terminado (sin tapa).
3. Especificaciones finales del
espectrógrafo:
Dispersión: 0,88 A/pixel (a 5440 A)
Resolución (R):
2528
Espectro útil: de 3825 A (UV) a 7583 A (IR) en 6 pasos
Ancho de banda de una imagen: 635 A (a 5440 A)
Guía automática: Si (ST4)
Peso: 1200 g. (sin cámaras CCD)
Tenemos las siguientes relaciones de S/N (señal/ruido) empleando un telescopio de 400 mm. de diámetro, 300 seg. de exposición y un detector CCD MX716..............
estrella de mag. 6: 606
“ “ 9: 149
“ “ 12:
29
Espectro de referencia:
Si deseamos medir velocidades por efecto Doppler, se necesita crear lo que se llama “un espectro de referencia” con el fin de calibrar la imagen espectro del objeto en longitudes de onda.
Lo normal es que luz del espectro de referencia se introduzca en el espectrógrafo a través de una fibra óptica o una ventanita en cuya cercanía debe situarse una lámpara externa de neón o de vapor de mercurio .
Para crear un espectro de referencia
generalmente se emplea una lamparilla amarilla de neón (puede comprarse en
tiendas de componentes electrónicos) alimentada a 220 voltios de la red. La
ionización del gas neón produce una serie de líneas de emisión en la zona
amarillo-roja del espectro, desde los 5.851 Å hasta el IR. En nuestro caso se
emplea un pequeño tubo fluorescente alimentado con pilas, la linterna Dulux de
Philips.nota:
Puede obtenerse en RS
Amidata
4. Testing:
A la espera de disponer de un telescopio para las pruebas finales, se ha
empleado la abundancia de líneas de absorción del espectro solar como fuente
conocida para determinar el rendimiento del nuevo instrumento.
Fig.
3. Espectro Solar en la zona del Hidrogeno H-beta y triplete del Magnesio (Mg).
Fig. 4. Perfil del espectro anterior.
Fig.
5. Espectro solar en la zona del Hidrogeno H-alfa y bandas del Oxigeno (O2)
atmosférico.
Fig. 6. Perfil del espectro anterior. Nota: Todas las imágenes y gráficos son del autor.
5. ¿ QUE PODEMOS HACER LOS AMATEURS
CON UN ESPECTROSCOPIO ?
Las posibilidades con este nuevo instrumental son casi ad infinitum, podemos emprender trabajos que hasta la fecha estaban reservados a profesionales de la Astronomía. Sin entrar en detalles, por la necesaria brevedad de esta comunicación, estos son algunos de los campos de interés que se nos presentan:
Clasificación espectral:
La llamada clasificación espectral de Harvard, se basa en la presencia de líneas de absorción de elementos que son característicos de las atmósferas estelares como el helio, el hidrógeno, el hierro, el calcio y otros. La presencia e intensidad de estas líneas, tiene una relación directa con las condiciones físicas del emisor. Las clase espectrales se designan por las letras mayúsculas O, B, A, F, G, K, M, R, N, que básicamente, representan una serie de temperaturas decrecientes.
Análisis de líneas nebulares:
Las nebulosas de emisión y las nebulosas planetarias son el exponente típico de emisión de luz no térmica. Esta emisión es producida por la ionización del gas a baja temperatura y presión de la nebulosa, a causa de la radiación ultravioleta de estrellas próximas. En este tipo de espectros se destacan las siguientes líneas: hidrógeno-beta 4.861Å, oxígeno III 5.007 – 4.959 Å, hidrógeno-alfa 6.563 Å y nitrógeno II 6584 Å.
Medidas de velocidad por efecto Doppler:
Cuando una fuente de luz se mueve radialmente con respecto a nosotros, se produce un desplazamiento de su longitud de onda (lambda). Si el objeto se acerca a nosotros, todas sus líneas se desplazan hacia el lado azul del espectro (de menor lambda), mientras que si el objeto se aleja de nosotros, el desplazamiento es hacia el rojo (mayor lambda). La cuantía de este desplazamiento depende directamente de la magnitud de esta velocidad.
Para medir el diferencial de velocidad, se comparan las líneas conocidas (serie de Balmer del hidrógeno, calcio K-H., etc.) del espectro del objeto, con las de un espectro de referencia, obtenido “in situ” durante la observación.
En la mayoría de los casos, para determinar la velocidad relativa por efecto Doppler, es suficiente obtener el desplazamiento de lambda y después aplicar la conocida ecuación simplificada para velocidades inferiores a 0,4 veces la velocidad de la luz (C = 300.000 km/seg).
- Desplazamiento (Z ) = (lambda observada – lambda reposo)/lambda reposo
- Velocidad relativa = Z x C
Seguramente nos sentiremos tentados de medir el desplazamiento al rojo de algunas lejanas galaxias. Hay que advertir que se trata de una medición difícil por causa de la escasa luminosidad y gran extensión de estos objetos. Es recomendable una primera prueba con galaxias del tipo Seyfert, que muestran una línea H-alfa muy marcada y líneas de emisión más acentuadas.
Identificación de binarias espectroscópicas:
Cuando las componentes de un sistema binario se encuentran demasiado juntas, o muy alejadas, no puede detectarse su duplicidad por medios visuales, solo es posible con el empleo de un espectrógrafo.
En estos casos, a pesar de que por proximidad parecen ser un emisor común, debemos observar un espectro compuesto de líneas de las dos estrellas. Debido a los movimientos relativos con respecto a nosotros, las líneas espectrales de ambas componentes presentan desplazamientos Doppler que varían de signo y de valor absoluto a lo largo del movimiento orbital.
Cuando solo es posible descubrir la naturaleza de un sistema binario por medio de un espectrógrafo, se le llama una binaria espectroscópica. Existen una gran cantidad de estas parejas, accesibles por medio de telescopios de 30-40 cm.
Otras posibilidades:
Aparte
de las anteriores, digamos más clásicas,
existe la posibilidad de explorar un campo nuevo, como es la
espectroscopia en el IR. Esto es posible gracias a que la combinación de
espectrógrafo/ CCD es sensible hasta casi
9.000 A (0.9 micrones).
La alta sensibilidad de las cámaras CCD, con un rendimiento cuántico máximo cercano al 86% (la fotografía solo tiene un 4%), nos permiten trabajar en espectroscopia con tiempos de exposición razonables. Por esta razón la combinación de un CCD de altas prestaciones con éste práctico espectroscopio es realmente eficiente. Ya no se trata de experimentos testimoniales, con este instrumento es posible registrar y medir espectros a nivel profesional.
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