Astronomía

¿Cómo se utiliza la espectroscopia de infrarrojos para determinar la composición de los asteroides?

¿Cómo se utiliza la espectroscopia de infrarrojos para determinar la composición de los asteroides?


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Estoy tratando de entender cómo se pueden usar los espectrómetros o la espectroscopía para calcular la composición de la superficie de los asteroides con el propósito de la minería de asteroides.


Utiliza el mismo concepto fundamental de mapeo entre las longitudes de onda de las líneas de emisión para ciertas transiciones. Al igual que sabemos, la línea de 21 cm es la transición de giro-giro de un hidrógeno neutro.

Las regiones infrarrojas (IR) son típicamente donde se ven las líneas moleculares. Wikipedia tiene una buena y breve discusión.

Los asteriodos son fríos, por lo que esperamos que se formen moléculas. Por lo tanto, esperamos ver más líneas en la región IR. Para ser más específicos, la temperatura de la superficie del asteriodo es ~ 346 K, que es equivalente a ~ 83714 A en la emisión máxima (asumiendo radiación de cuerpo negro y siguiendo la ley de Wien); esto es IR.

También tenga en cuenta que lo que vemos es la superficie del asteriodo, no el interior.


Para agregar a la respuesta de KB: en general, el método implica observar el espectro de absorción de IR. Si ve un conjunto de líneas que corresponden a un mineral conocido, entonces concluye que el mineral es parte de la composición del asteroide. Esto supone que sabe lo que está iluminando actualmente el asteroide (irradiancia espectral). Si está mirando el lado oscuro, entonces es un análisis similar pero buscando brechas conocidas en la salida del cuerpo no del todo negro para una especie mineral determinada.


Telescopios infrarrojos

2.14.8 Conclusiones y trabajo futuro

Desde principios del siglo XXI, la caracterización química y mineralógica de los asteroides se ha expandido enormemente con la puesta en servicio de SpeX en el IRTF, que ha realizado observaciones de asteroides en el infrarrojo cercano de forma relativamente rutinaria, el SDSS, que ha obtenido colores fotométricos en el visible de más de 100 000 asteroides, y las numerosas misiones de naves espaciales, que han orbitado y aterrizado en asteroides e incluso devuelto muestras de uno a la Tierra. Desde que comenzó a obtener datos en 2000, SpeX ha permitido derivar las mineralogías de asteroides débiles al poder obtener espectros de hasta 2,5 μm, lo que permite cubrir completamente las bandas de olivino y piroxeno cuando se combinan con datos visibles, y Región de 3 μm, que permite identificar características debidas al agua y OH. También comenzando a recopilar datos en 2000, el SDSS ha permitido determinar las propiedades espectrales visibles de un conjunto extremadamente grande de cuerpos y ver si las tendencias aparentes con conjuntos de datos mucho más pequeños son `` reales ''. Teniendo en cuenta que el SDSS se diseñó como una encuesta de desplazamiento al rojo, sus resultados pueden considerarse mucho más notables. Desde el encuentro de NEAR Shoemaker en 2000, las misiones de naves espaciales en órbita han permitido que la química general de los asteroides se calcule directamente a través de mediciones de rayos X y rayos gamma y que las propiedades espectrales se mapeen en detalle sobre la superficie.

Sin embargo, el evento clave para determinar la composición de los asteroides fue el retorno de muestras obtenidas directamente del NEA (25143) Itokawa por la nave espacial Hayabusa el 13 de junio de 2010. Los granos devueltos permitieron la mineralogía y la composición isotópica de un asteroide conocido y los efectos. de la meteorización espacial se determinará directamente. Se confirmó de manera concluyente la hipótesis de que algunos tipos S son los cuerpos parentales de las condritas ordinarias y que la meteorización espacial existe y cambia las propiedades espectrales de las superficies de los asteroides. Las misiones de naves espaciales en órbita como NEAR Shoemaker y Hayabusa que obtienen espectros de reflectancia y tienen instrumentos para realizar análisis químicos (por ejemplo, espectrómetro de rayos X) de la superficie pueden argumentar fuertemente a favor de composiciones particulares. McCoy y col. (2001) argumentó que todos los datos respaldaban una mineralogía de condrita ordinaria para Eros, pero las conclusiones no fueron concluyentes. Abe y col. (2006) encontraron que los espectros de reflectancia de Itokawa eran consistentes con una mineralogía de condrita LL y Okada et al. (2006) argumentó que los datos de rayos X eran consistentes con que Itokawa tuviera una mineralogía de condrita LL o L. Sin el retorno de la muestra de Hayabusa, hubiera sido imposible conocer de manera concluyente la mineralogía superficial de Itokawa & # x27. El sobrevuelo de Rosetta & # x27 sobre Lutetia, que obtuvo espectros de reflectancia pero no información geoquímica debido a que los instrumentos estaban diseñados para un encuentro con un cometa, no pudo argumentar de manera concluyente a favor de ninguna mineralogía superficial (Coradini et al., 2011 Sierks et al., 2011) debido a la ausencia de bandas de absorción características. Dawn, que orbitó a Vesta y orbitará a Ceres, tiene instrumentos para obtener información química (detector de rayos gamma / neutrones) y estará observando cuerpos con fuertes bandas de absorción en su espectrómetro visible e infrarrojo & # x27s rango de longitud de onda (

El siguiente paso es la misión de retorno de muestra OSIRIS-REx al asteroide tipo B (101955) 1999 RQ36 (Clark et al., 2011). Este cuerpo parece definitivamente primitivo (grado limitado de calentamiento) debido a su albedo visual extremadamente bajo (Emery et al., 2010) y su pendiente espectral azul en el infrarrojo visible y cercano, lo cual es consistente con una mineralogía similar rica en magnetita. a las condritas CI. NEA 1999 RQ36 parece ser el objetivo perfecto para tomar muestras de material orgánico prístino que puede haber sembrado vida en la Tierra. El OSIRIS-REx se lanzará en 2016 y regresará a la Tierra con una muestra en 2023.

La espectroscopia terrestre y la fotometría terrestre (p. Ej., SDSS) y espacial (p. Ej., Telescopio Hubble, NEOWISE) seguirán siendo la columna vertebral para tratar de determinar mineralogías de asteroides ya que, en el mejor de los casos, solo unos pocos cuerpos serán muestreados directamente en un futuro próximo. Cada tipo de meteorito tiene cuerpos parentales plausibles en el cinturón principal ( Tabla 2 ). Ejemplos de misiones de retorno a unos pocos tipos taxonómicos diferentes confirmarían o refutarían muchos de estos vínculos postulados. ¿Los tipos E tienen mineralogías de aubrita? ¿Los tipos V tienen mineralogías y composiciones isotópicas de oxígeno similares a la mayoría de los DEH? ¿Los tipos M de albedo de radar alto tienen composiciones similares a los meteoritos de hierro o contienen abundancias significativas de silicatos en sus superficies? ¿Algunos tipos M tienen mineralogías similares a las condritas Ch, CB y enstatita? ¿Los tipos Ch tienen mineralogías similares a las condritas CM? ¿Son los tipos D, P y T ricos en materia orgánica? Por ejemplo, se pensaba comúnmente que las ureilitas acondríticas primitivas estaban presentes entre los tipos S (por ejemplo, Gaffey et al., 1993), pero la recuperación de muestras del TC de 20083 (Jenniskens et al., 2009) mostró que las ureilitas están presentes entre los cuerpos del complejo C, como proponen Cloutis y Hudon (2004). Actualmente solo es factible recuperar muestras de NEA, pero esto no es un problema serio ya que casi todos los tipos taxonómicos están representados en la población NEA (Binzel et al., 2004b).

Tabla 2 . Los mejores análogos de clase taxonómica postulados para cada tipo de meteorito

TipoPorcentaje de caídaLos mejores análogos de clase taxonómica
L36.7Tipo Q (p. Ej., Binzel et al., 2004b), complejo S (p. Ej., Gaffey et al., 1993)
H33.8Tipo Q (p. Ej., Binzel et al., 2004b), complejo S (p. Ej., Gaffey et al., 1993)
LL8.1Tipo Q (p. Ej., Binzel et al., 2004b), complejo S (p. Ej., Nakamura et al., 2011)
HED5.9Tipo V (por ejemplo, Consolmagno y Drake, 1977 McCord et al., 1970)
Hierro4.7Tipo M (por ejemplo, Cloutis et al., 1990 Shepard et al., 2010)
CM1.5Complejo C (por ejemplo, Burbine, 1998 Cloutis et al., 2011b Vilas y Gaffey, 1989)
L / LL1.1Tipo Q (por ejemplo, Binzel et al., 2004b), complejo S (por ejemplo, Gaffey et al., 1993)
Aubrite0.9Tipo E (por ejemplo, Clark et al., 2004a Zellner, 1975 Zellner et al., 1977)
EH0.9Tipo M (por ejemplo, Chapman y Salisbury, 1973 Shepard et al., 2010)
EL0.8Tipo M (por ejemplo, Gaffey y McCord, 1978 Shepard et al., 2010)
CV0.7Tipo K (por ejemplo, Bell, 1988 Burbine et al., 2001a)
Mesosiderita0.7Tipo M (por ejemplo, Shepard et al., 2010), complejo S (Gaffey et al., 1993)
CO0.6Tipo K (por ejemplo, Bell, 1988 Clark et al., 2009)
Ureilita0.6Complejo C (por ejemplo, Jenniskens et al., 2009), tipo S (Gaffey et al., 1993)
CI0.5Complejo C (por ejemplo, Cloutis et al., 2011a Johnson y Fanale, 1973)
marciano0.5Mars (por ejemplo, Bogard y Johnson, 1983)
Palasita0.4Tipo A (por ejemplo, Cruikshank y Hartmann, 1984 Sunshine et al., 2007)
C2-desagrupado0.3Tipo D (por ejemplo, Hiroi et al., 2001b), tipo T (Hiroi y Hasegawa, 2003)
CR0.3Complejo C (por ejemplo, Hiroi et al., 1996 Sato et al., 1997)
H / L0.3Tipo Q (por ejemplo, Binzel et al., 2004b), complejo S (por ejemplo, Gaffey et al., 1993)
Acapulcoite / lodranita0.2Complejo S (por ejemplo, Gaffey et al., 1993)
CK0.2Tipo K (por ejemplo, Clark et al., 2009 Cloutis et al., 2012b)
Angrite0.1Complejo S (por ejemplo, Rivkin et al., 2007)
C3-desagrupado0.1Tipo K (por ejemplo, Clark et al., 2009)
CB0.1Tipo M (por ejemplo, Shepard et al., 2010)
K0.1Complejo C (por ejemplo, Gaffey, 1980)
R0.1Tipo A (por ejemplo, Sunshine et al., 2007)
Winonaite0.1Complejo S (por ejemplo, Gaffey et al., 1993)
BrachinitaTodos los hallazgosTipo A (por ejemplo, Cruikshank y Hartmann, 1984 Sunshine et al., 2007)
CHTodos los hallazgosTipo M (por ejemplo, Shepard et al., 2010)
LunarTodos los hallazgosMoon (por ejemplo, Marvin, 1983)

Los porcentajes de caída se calculan utilizando datos para meteoritos clasificados de la base de datos del Boletín Meteorítico (2012).


¿Por qué es importante la espectroscopia para los astrónomos?

La espectroscopia ayuda a los astrónomos a determinar la composición, temperatura, densidad y movimiento de un objeto.

La espectroscopia infrarroja ayuda a identificar los átomos y moléculas del objeto.

El desplazamiento hacia el rojo o el desplazamiento hacia el azul (efecto Doppler) en una línea espectral indica qué tan rápido el objeto se aleja de la Tierra o se acerca a ella.

El cambio Doppler permite a los astrónomos descubrir planetas extrasolares.

A medida que un planeta orbita su estrella, la estrella se mueve alternativamente hacia nosotros o alejándose de nosotros.

Los astrónomos pueden usar los cambios Doppler para calcular la velocidad de la estrella y la masa del planeta que tira de ella.

Los átomos en un ambiente más caliente se excitan a estados de energía más altos. Sus emisiones parten de niveles de energía más altos. Esto les da a los astrónomos información sobre la temperatura del objeto.

El espectro continuo (radiación de cuerpo negro) de una estrella da su temperatura y color. Esto permite a los astrónomos estimar su masa y esperanza de vida.

El siguiente video ofrece una buena introducción al uso del efecto Doppler en astronomía.


Detectando asteroides

La mayoría de los asteroides orbitan alrededor del Sol en un "cinturón principal" en forma de rosquilla entre las órbitas de Marte y Júpiter, aunque muchos también vagan por el Sistema Solar entre los planetas. Algunos de ellos orbitan cerca de la Tierra y se denominan Objetos Cercanos a la Tierra (NEO). Parte de la misión de la NASA es encontrar estos NEO y rastrearlos, para asegurarse de que no sean un peligro para la Tierra.

Los asteroides se pueden detectar tanto en imágenes visibles como infrarrojas, porque se mueven por el cielo con respecto a las estrellas. En esta imagen de WISE, podemos ver un asteroide como un rastro rojo en la parte inferior derecha de la imagen, pasando por una galaxia de fondo. Los astrónomos pueden usar este movimiento para calcular la órbita de un asteroide y rsquos. Esto nos permite determinar si podría o no golpear la Tierra, y cuánto tiempo tenemos hasta que eso suceda. Esta es la información más importante a la hora de comprobar si un asteroide es un peligro para nuestro planeta.

Ceres originalmente se consideró un planeta hasta que se encontraron más objetos más pequeños en órbitas similares. Ceres ahora se considera un planeta enano.


¿Qué es la espectroscopia?

La espectroscopia astronómica es una rama de la espectroscopia que se ocupa de las propiedades físicas y químicas de los objetos astronómicos. Es una técnica que mide la luz absorbida, emitida o dispersa de los materiales. El papel de la espectroscopia y los agudos en astronomía implica la determinación de una variedad de propiedades estelares y agudas, como la temperatura, la distancia y la edad, entre otras. La espectroscopia se utiliza para estudiar la radiación electromagnética (luz visible, radio, infrarrojos, ultravioleta, rayos X y rayos gamma) de estrellas y otros objetos espaciales lejanos.

El universo es tan vasto y las distancias extremadamente inmensas que la única forma de saber dónde están es observando la luz que emiten. Esto ha permitido a los astrónomos determinar la mayoría de sus propiedades. El uso de la radiación electromagnética como medio para estudiar las propiedades de los objetos celestes ha permitido a los astrónomos determinar todo lo que sabemos sobre esos objetos lejanos. La parte exterior de las estrellas contiene gases extremadamente calientes. Estos gases irradian energía en alguna parte del espectro electromagnético. Los astrónomos utilizan instrumentos especiales, como espectroscopios, para leer el espectro producido por la luz recibida de objetos distantes.

El estudio de los objetos astronómicos mediante espectroscopia se inició con las observaciones que hizo Isaac newton del sol y la luz acutes. Más tarde, la espectroscopia se utilizó para clasificar las estrellas en función de su tipo de espectros. Con el tiempo, se descubrió que las líneas espectrales estaban relacionadas con la temperatura de una estrella. También se descubrió que la composición química de una estrella podría determinarse a partir del examen de las líneas de absorción, determinando así los elementos presentes en una estrella. En 1868, un científico llamado Norman Lock detectó el elemento helio en el Sol observando las líneas espectrales en el espectro solar y agudo.

Hoy en día, la espectroscopia se usa para estudiar una serie de propiedades en las estrellas, incluida la composición, la edad, la distancia, la luminosidad, la masa, la velocidad, etc. Los astrónomos usan un espectroscopio, que es un instrumento que divide la luz que pasa en los colores que la componen, lo que permite a los astrónomos obtener las características químicas y físicas de los objetos estelares. En la década de 1920, Edwin Hubble descubrió que el universo se está expandiendo al observar los espectros de las galaxias. En la década de 1950, se detectó el espectro de luz de los objetos conocidos como cuásar. Las líneas de absorción que se encontraron en el color rojo del espectro sugirieron que los objetos estaban extremadamente distantes y, como consecuencia, muy luminosos.

Los astrónomos estudian la composición de asteroides y planetas analizando la luz que reflejan de su estrella madre. La luz reflejada contiene líneas de absorción de los minerales contenidos en las rocas del cuerpo estelar. De esta forma se descubrió que la mayoría de los asteroides están hechos de metales y silicatos. Las líneas espectrales de absorción de los planetas se producen cuando las moléculas absorben luz en longitudes de onda determinadas y las reemiten en todas las direcciones. El estudio de los cometas implica analizar las líneas de emisión producidas por gases y moléculas excitadas por la luz solar.


¿Cómo se utiliza la espectroscopia infrarroja en una industria para encontrar la pureza de un éster?

"Ellos" tomarían periódicamente un espectro infrarrojo de la muestra y lo compararían con un espectro del éster puro.

Cualquier pico extraño sería causado por la presencia de impurezas.

Si los picos coincidieran con los de las impurezas conocidas, podrían usar las intensidades para calcular la pureza del éster.

El nuevo camino

Con la llegada de las computadoras y la tecnología de transformada de Fourier, sospecho que muchas industrias utilizan espectroscopia infrarroja diferencial.

El éster probablemente fluye a través de la máquina en un proceso de flujo continuo.

Se obtiene un espectro periódicamente y un espectro almacenado del éster puro se resta digitalmente del de la muestra.

Esto deja solo un espectro de impurezas, que se puede comparar con una base de datos almacenada de impurezas.

La computadora identifica las impurezas y genera automáticamente un informe sobre la composición del éster.


Contenido

Naturaleza de la radiación medida

El tipo de espectroscopia depende de la cantidad física medida. Normalmente, la cantidad que se mide es una cantidad o intensidad de algo.

    (Espectroscopía electromagnética) implica interacciones de materia con radiación o luz electromagnética. La espectroscopia ultravioleta visible es un ejemplo. implica interacciones con haces de electrones. La espectroscopia Auger implica inducir el efecto Auger con un haz de electrones. implica la interacción de especies cargadas con campos magnéticos y / o eléctricos, dando lugar a un espectro de masas. El término "espectroscopia de masas" está en desuso en favor de la espectrometría de masas, porque la técnica es principalmente una forma de medición, aunque produce un espectro para la observación.

Proceso de medida

La mayoría de los métodos espectroscópicos se diferencian en atómicos o moleculares en función de si se aplican o no a átomos o moléculas. Junto con esa distinción, se pueden clasificar según la naturaleza de su interacción:

    utiliza el rango de los espectros electromagnéticos en los que se absorbe una sustancia. Esto incluye espectroscopía de absorción atómica y diversas técnicas moleculares, como la espectroscopía infrarroja en esa región y la espectroscopía de resonancia magnética nuclear (RMN) en la región de radio. utiliza el rango de espectros electromagnéticos en los que una sustancia irradia (emite). La sustancia primero debe absorber energía. Esta energía puede provenir de una variedad de fuentes, lo que determina el nombre de la emisión posterior, como luminiscencia. Las técnicas de luminiscencia molecular incluyen espectrofluorimetría.
  • La espectroscopia de dispersión mide la cantidad de luz que dispersa una sustancia en determinadas longitudes de onda, ángulos de incidencia y ángulos de polarización. El proceso de dispersión es mucho más rápido que el proceso de absorción / emisión. Una de las aplicaciones más útiles de la espectroscopia de dispersión de luz es la espectroscopia Raman.

Espectroscopía en el espacio

¿Por qué es importante realizar espectroscopía en diferentes porciones del espectro EM? Bueno, hay muchas respuestas a esta pregunta. Básicamente, la razón es que la ventana óptica es tan pequeña que simplemente nos estamos perdiendo gran parte de la acción. Los estudios del cielo en diferentes longitudes de onda nos han demostrado que hay muchos objetos en el Universo que emiten muy poca luz óptica pero son extremadamente brillantes en, digamos, longitudes de onda infrarrojas o de rayos X. En particular, se necesita mucha energía para crear rayos X y rayos gamma, y ​​la observación de objetos en estas regiones espectrales nos informa sobre algunos de los fenómenos más energéticos del Universo. Los espectros ópticos simplemente no nos dan la imagen completa.

Además, las líneas espectrales de diferentes elementos químicos se concentran en diferentes porciones del espectro. Elementos como el carbono, el silicio y el magnesio, por ejemplo, tienen pocas o ninguna línea espectral en el óptico, pero tienen numerosas líneas espectrales en el ultravioleta. Por tanto, para determinar la abundancia de estos elementos se necesitan espectros ultravioleta. También ocurre lo mismo con otras regiones espectrales.

Solo durante los últimos 40 años hemos tenido la capacidad de levantar telescopios (¡y espectrógrafos!) Por encima de la atmósfera, lo que ha sido similar a abrir ventanas completamente nuevas al Universo. Aquí destacamos algunas de las muchas misiones espaciales que han tenido (o tendrán) la espectroscopia como actividad principal. Estas descripciones son necesariamente breves, pero proporcionamos enlaces a sitios web donde se puede encontrar información más detallada.


Contenido

Espectrómetros ópticos o espectrómetro de emisión óptica Editar

Espectrómetros de absorción óptica Editar

Los espectrómetros ópticos (a menudo llamados simplemente "espectrómetros"), en particular, muestran la intensidad de la luz en función de la longitud de onda o de la frecuencia. Las diferentes longitudes de onda de la luz se separan por refracción en un prisma o por difracción por una rejilla de difracción. La espectroscopia ultravioleta visible es un ejemplo.

Estos espectrómetros utilizan el fenómeno de la dispersión óptica. La luz de una fuente puede consistir en un espectro continuo, un espectro de emisión (líneas brillantes) o un espectro de absorción (líneas oscuras). Debido a que cada elemento deja su firma espectral en el patrón de líneas observado, un análisis espectral puede revelar la composición del objeto que se analiza. [1]

Espectrómetros de emisión óptica Editar

Los espectrómetros de emisión óptica (a menudo llamados "OES o espectrómetros de descarga de chispa"), se utilizan para evaluar metales para determinar la composición química con una precisión muy alta. Se aplica una chispa a través de un alto voltaje en la superficie que vaporiza las partículas en un plasma. Luego, las partículas y los iones emiten radiación que se mide mediante detectores (tubos fotomultiplicadores) en diferentes longitudes de onda características.

Espectroscopia electrónica Editar

Algunas formas de espectroscopía implican el análisis de la energía electrónica en lugar de la energía fotónica. La espectroscopia de fotoelectrones de rayos X es un ejemplo.

Espectrómetro de masas Editar

Un espectrómetro de masas es un instrumento analítico que se utiliza para identificar la cantidad y el tipo de productos químicos presentes en una muestra midiendo la relación masa-carga y la abundancia de iones en fase gaseosa. [2]

Espectrómetro de tiempo de vuelo Editar

El espectro de energía de partículas de masa conocida también se puede medir determinando el tiempo de vuelo entre dos detectores (y por lo tanto, la velocidad) en un espectrómetro de tiempo de vuelo. Alternativamente, si se conoce la velocidad, las masas se pueden determinar en un espectrómetro de masas de tiempo de vuelo.

Espectrómetro magnético Editar

Cuando una partícula de carga rápida (carga q, masa metro) entra en un campo magnético constante B en ángulos rectos, se desvía en una trayectoria circular de radio r, debido a la fuerza de Lorentz. El momento pag de la partícula viene dado por

dónde metro y v son la masa y la velocidad de la partícula. El principio de enfoque del espectrómetro magnético más antiguo y simple, el espectrómetro semicircular, [3] inventado por J. K. Danisz, se muestra a la izquierda. Un campo magnético constante es perpendicular a la página. Partículas cargadas de impulso pag que pasan la hendidura se desvían en trayectorias circulares de radio r = p / qB. Resulta que todos golpean la línea horizontal en casi el mismo lugar, el foco aquí debe colocarse un contador de partículas. Variar B, esto hace posible medir el espectro de energía de partículas alfa en un espectrómetro de partículas alfa, de partículas beta en un espectrómetro de partículas beta, [4] de partículas (por ejemplo, iones rápidos) en un espectrómetro de partículas, o medir el contenido relativo de las diversas masas en un espectrómetro de masas.

Desde la época de Danysz, se han ideado muchos tipos de espectrómetros magnéticos más complicados que el tipo semicircular. [4]

Generalmente, la resolución de un instrumento nos dice qué tan bien se pueden resolver dos energías cercanas (o longitudes de onda, o frecuencias o masas). Generalmente, para un instrumento con rendijas mecánicas, una resolución más alta significará una intensidad más baja.


Introducción a la espectroscopia: aplicaciones de la astronomía al arte

Los astrónomos tienen un dicho favorito de que si una imagen vale más que mil palabras, entonces un espectro vale más que mil imágenes.

Una combinación de dos tipos diferentes de espectroscopía produjo esta imagen de la Nebulosa del Águila. Crédito de la imagen: NASA / ESA / Herschel / PACS / SPIRE / Hill, Motte, HOBYS Key Program Consortium (https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/ image_feature_2153.html)

Un espectro se mide mediante la técnica científica conocida como espectroscopía y, a menos que ya esté familiarizado con el término, esto puede obligarlo a preguntarse: ¿qué es espectroscopía? La respuesta corta es que la espectroscopia se refiere al estudio de la interacción entre la luz y la materia. Hoy en día, el campo de la espectroscopia es increíblemente amplio y avanzado, con aplicaciones no solo en astronomía, sino también en química, física, biología, ciencias ambientales e incluso en arte.

La historia de la espectroscopia se remonta al siglo XVII, cuando Isaac Newton demostró que un prisma podía separar la luz blanca en varios componentes que percibimos como colores. Los diferentes colores corresponden a diferentes longitudes de onda (y por lo tanto energías) de luz. En términos muy generales, un espectro muestra la intensidad de cada una de estas longitudes de onda.

Durante los siglos siguientes, los científicos desarrollaron una variedad de herramientas para medir espectros con mayor precisión. Quizás lo más notable es que la invención de Joseph von Fraunhofer de la rejilla de difracción para separar las longitudes de onda de la luz fue un avance significativo sobre el prisma. Pero no fue hasta el siglo XX, cuando la mecánica cuántica revolucionó el campo de la espectroscopia, que surgió una miríada de técnicas espectroscópicas para los investigadores. Una de las herramientas más importantes que se desarrollará en el campo de la espectroscopia a mediados del siglo XX es el láser.

Si bien el término "láser" puede traer a la mente Guerra de las Galaxias u otra ciencia ficción popular, los láseres son ahora omnipresentes en la investigación de vanguardia, y hay varios laboratorios en el campus de IU que operan diferentes tipos de láseres. En términos generales, los láseres permiten un control preciso de varias propiedades de la luz, incluida la longitud de onda, que es increíblemente útil para la ciencia básica. Las aplicaciones de los láseres en estos laboratorios varían ampliamente, desde la química atmosférica en el laboratorio Stevens hasta el estudio de la dinámica de las proteínas en el laboratorio Thielges, algo sobre lo que he escrito aquí. En el primer caso, se utiliza un instrumento láser para cuantificar las cantidades de compuestos orgánicos volátiles en el aire. En el último caso, se utiliza un láser para medir una propiedad intrínseca de una molécula biológica.

Más allá de la investigación fundamental, la espectroscopia tiene un papel en el mundo del arte. La espectroscopia permite a los conservadores de arte identificar de forma no invasiva los materiales utilizados en las obras de arte. Las firmas químicas únicas detectadas por Raman y la espectroscopia infrarroja muestran a los conservadores si su obra de arte se está degradando y cómo, proporcionando así la información necesaria para preservar el arte antiguo para que las generaciones futuras puedan disfrutar.

La espectroscopia también es utilizada por los rovers de Marte. Esta imagen muestra una roca en Marte (arriba) y el espectro correspondiente (abajo) para el cual la intensidad en cada longitud de onda muestra la composición de la roca. Los picos en el espectro están etiquetados como indicativos de hierro (Fe), magnesio (Mg), etc. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech / LANL / CNES / IRAP / LPGNantes / CNRS / IAS / MSSS (https: // www. nasa.gov/jpl/msl/pia18396)

Finalmente, regresemos el tema a la astronomía. Los instrumentos utilizados para la astronomía hoy en día son complejos, pero aún emplean el mismo fenómeno observado en los prismas: un espectrógrafo divide la luz de un cuerpo astronómico en sus muchos componentes, generando un espectro. Los espectros astronómicos se pueden analizar para determinar la composición química de estrellas, galaxias y nebulosas, así como la distancia a las estrellas, sus temperaturas y tamaños. Por supuesto, la emoción de revelar nuevos planetas potencialmente habitables, como el reciente descubrimiento por parte de la NASA de siete planetas del tamaño de la Tierra alrededor de una sola estrella, ¡también te la trae la espectroscopia!

El astrofísico Garik Israelian inició una charla TED en 2009 con la siguiente afirmación: “La espectroscopia probablemente pueda responder a la pregunta: '¿hay alguien ahí fuera? ¿Estamos solos? & # 8217 ”Entonces, además de las aplicaciones antes mencionadas, ¿cómo podría la espectroscopia responder a esta convincente pregunta? Puede leer o escuchar la charla TED completa aquí, pero los dejo con mi propia paráfrasis de su declaración. Israelian dice que la respuesta a la pregunta "¿Estamos solos?" vendrá de un espectro que muestra las mismas moléculas en la atmósfera que son esenciales para la vida en la Tierra.



Comentarios:

  1. Bryne

    Es divertido :)

  2. Kohana

    no lo dudo

  3. Ondrus

    ella debería decir

  4. Abhimanyu

    Hay algo en esto. Gracias por la explicación, también creo que cuanto más simple, mejor ...

  5. Jubal

    Lo dijiste bien :)

  6. Judal

    Me encontraré con un estilo de presentación

  7. Dairion

    ¿Qué haríamos sin tu excelente frase?



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