Espectroscopía: lanzando los DADOS hacia la luz I

por | May 8, 2018 | Espectroscopía | 0 Comentarios

Llevaba tiempo rondándome la cabeza la idea de hacer espectroscopía, porque, aunque no conocía en profundidad la materia, ya sólo la superficie me había fascinado. La posibilidad de captar un espectro con un telescopio, una CCD o CMOS y un espectrógrafo, a nivel aficionado, accediendo al ADN de las estrellas y otros objetos, era pura magia para mis sentidos.

Así que me lancé a investigar y leer sobre instrumentos que permitiesen hacer trabajos a media resolución, abriendo un abanico que iremos descubriendo, y que estuvieran al alcance de mi bolsillo. Finalmente, tras consultar a varios compañeros, algunos extranjeros, pues no es una disciplina extendida en nuestro país, me decidí por el modelo DADOS, fabricado por Baader Planetarium.

espectrografo-DADOS

Pero antes de entrar en los pormenores del diseño de este modelo, ¿espectroscopía o espectrografía? y ¿qué nos permite hacer un espectrógrafo y qué variantes encontramos para el astrónomo amateur?

Pues bien, la diferencia entre espectroscopio y espectrógrafo no es solo semántica, sino funcional. El espectroscopio permite la observación del espectro generado; mientras el espectrógrafo posibilita el registro de esa señal, aquí mediante detectores fotosensibles y su conversión analógica-digital. En nuestro caso, DADOS ofrece ambas posibilidades; pero el interés se centra en su uso como espectrógrafo para el posterior análisis de los espectros (utilizaré el término espectrógrafo por costumbre).

La finalidad del espectrógrafo es dispersar la luz recibida de una fuente luminosa (de emisión o reflexión), de manera que pueda relacionarse la intensidad de la radiación con su longitud de onda. Y, ¿qué es la longitud de onda? Sabemos que la luz se comporta simultáneamente como onda y como corpúsculo (partícula: fotón). Tomamos su naturaleza ondulatoria para decir que la longitud de onda es la separación (normalmente dada en nm = 1 x 10-9 m, o Å = 1 x 10-10 m) entre dos crestas o dos valles consecutivos (un ciclo u oscilación). De forma que cuanto menor es la longitud de onda, mayores son la frecuencia (el número de ciclos que se dan por unidad de tiempo) y la energía de esa radiación; y viceversa. Lo vemos en el siguiente gráfico:

longitud-y-frecuencia

Esto tiene implicaciones físicas extraordinariamente ricas y complejas, pero, como astrónomo amateur (pues se me escapan), me quedo con el ámbito que nos ocupa. Si analizamos un espectro calibrado (en otro post veremos cómo se obtiene), observaremos, en diferentes rangos de longitud de onda, bandas o líneas de absorción y de emisión (zonas oscuras en la absorción y brillantes para la emisión).

Los espectros de absorción son los que encontramos en la mayoría de estrellas: aquí la fuente de radiación es el núcleo de la propia estrella, y la luz tiene que atravesar una atmósfera de gas propia de la estrella en su camino hacia el observador. Pues bien, cuando el gas estelar contiene átomos capaces de captar fotones de la luz radiada desde el núcleo, de una determinada longitud de onda, excitando ese átomo y promocionando un electrón a un nivel energético mayor, los fotones captados dejan espacios oscuros en el espectro conocidos como líneas de absorción.

sirius_spectrum

Nótese la correlación entre longitud de onda y color.

Con las líneas de emisión sucede lo contrario, un electrón de un átomo  de un elemento presente en el gas desciende de nivel energético, emitiendo un fotón que se evidencia en el espectro a una longitud de onda dada (a groso modo). Estas líneas espectrales son típicas de nebulosas ionizadas por estrellas calientes cercanas, de nebulosas planetarias o de las propias estrellas calientes; es decir, cuerpos y formaciones con elevadas temperaturas que provocan que, o bien los electrones sean promocionados a niveles energéticos superiores y después decaigan, o incluso se produzca la ionización del átomo (perdiendo un electrón al abandonar el último nivel energético).

leb_spectrum

Iremos comprobando como esto se revela en los diferentes tipos estelares en un post que espero publicar pronto.

Ahora entramos en el diseño de los espectrógrafos. Todos tienen en común un elemento dispersor de la luz incidente, y difieren precisamente en la construcción de ese elemento y en cuán selectivos son en la entrada de la luz a analizar. La combinación de ambos parámetros nos dará instrumentos con una mayor o menor resolución espectral.

La resolución espectral (R) indica la capacidad del espectroscopio para separar dos líneas muy próximas: R = λ / δλ, donde λ es la longitud de onda de referencia y δλ es la pureza espectral, la anchura que tendría una línea monocromática al observarse con el espectroscopio.

resolución-espectral

El elemento más sencillo a utilizar es un prisma. Como el índice de refracción de un material depende de la longitud de onda de la luz que lo recorra, un haz de luz blanca se dispersa formando un espectro en que las longitudes más largas se refractan menos que las cortas. En contra tienen una corta dispersión, no lineal, lo que dificulta la calibración del espectro.

prisma

El segundo elemento, y el más ampliamente utilizado, son las redes de difracción. En estas, la luz se ve afectada por “obstáculos” lineales con una separación dada. Esto produce interferencias, destructivas unas, y constructivas otras.

red-de-difracción

Una red se compone de un conjunto de rendijas de separación d, que debe ser más ancha que la longitud de onda para provocar la difracción. Cuando una onda incide perpendicular a la red, cada hendidura actúa como una fuente desde la que la luz se propaga en todas las direcciones. La luz difractada se compone de la suma de componentes de interferencia que emanan de cada ranura. Así se sumarán o restarán entre sí para crear picos y valles, a través del fenómeno de la interferencia aditiva y destructiva.

Cuando la diferencia de trayectoria entre la luz de rendijas adyacentes es igual a la mitad de la longitud de onda (λ / 2), las ondas estarán todas desfasadas, y por lo tanto se cancelarán entre sí para crear puntos de intensidad mínima. De manera similar, cuando la diferencia de trayectoria es λ (coincidentes), las fases se sumarán y se producirán los máximos.

interferencia

Cada una de estas interferencias constructivas se denomina orden, y se numeran empezando por el orden cero, que no se desvía, siguiendo hacia ángulos mayores. Utilizando una red de difracción se conseguirá que longitudes de onda adyacentes tengan interferencias constructivas en distancias angulares próximas, de modo que al incidir un haz blanco tendremos una dispersión de la misma en todas las longitudes de onda del espectro.

orden-de-difracción

Hay dos tipos básicos de redes de difracción:

  • Redes de transmisión: construidas con un material trasparente que se trabaja para obtener surcos o dientes de sierra estrechos y próximos que actúen como elementos difractores.
  • Redes de reflexión: el soporte se raya del mismo modo que en las de transmisión, y después se recubre de un material reflectante.

star-analyser

Star Analyser 100, ejemplo de una red de transmisión de 100 líneas/mm

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Red de reflexión de 900 líneas/mm para el modelo DADOS

Como vemos en el caso de, por ejemplo, el Star Analyser, el elemento dispersor de la luz puede colocarse roscado directamente en la nariz de la cámara o en un adaptador. Podría, igualmente, posicionarse un prisma delante de las lentes de un refractor, cubriendo su extensión. Estos setup cuentan con varias desventajas: su baja dispersión, el posible solapamiento de espectros (ya que no pueden discriminarse) y la falta de referencias para calibrar los mismos. Dicho esto, yo mismo he utilizado el Star Analyser y es un accesorio muy interesante para iniciarse en la espectroscopía.

En astronomía, actualmente, se emplean mayoritariamente espectrógrafos de rendija. El instrumento dispone de una o varias rendijas en la entrada, con anchuras de decenas de micras, que permite/n seleccionar una estrecha región del cielo (una estrella por ejemplo). Como elementos principales, y en este orden espacial para el camino de la luz, cuentan además con una lente-colimador que dirige el haz que ha pasado por la rendija hacia la red de difracción, la propia red y una lente-objetivo que focaliza el espectro en el detector ccd o cmos. Más adelante veremos el esquema del espectrógrafo DADOS con todos estos componentes.

Ahora nos detenemos en algunos modelos de espectrógrafos disponibles para el astrónomo aficionado:

  •  Alpy 600

Alpy-600

Espectrógrafo de rendija. El elemento dispersor es un grisma, combinación de un prisma y una red de difracción de 600 L/mm. Alcanza una resolución R = 600. Su precio está en torno a 730 €. Los módulo de guiado, necesario si quieren obtenerse espectros de objetos débiles, y de calibración se adquieren por separado.

Más detalles: https://www.shelyak.com/produit/alpy-600/?lang=en

Este y el DADOS son las opciones “más económicas”. El precio del conjunto, los tres módulos, está por encima del de DADOS. La ventaja de DADOS (en mi opinión) respecto a Alpy 600 es que tienes la posibilidad de trabajar con tres redes diferentes: 200L/mm, 900 L/mm y 1200L/mm, lo que ofrece mayores resoluciones y brinda posibilidades de análisis de espectros que Alpy no alcanza.

A partir de aquí los precios se disparan, junto con el potencial de los instrumentos lógicamente. Cito alguno y dejo enlace a web del fabricante.

  •  Lhires III

lhires-III

https://www.shelyak.com/produit/lhires-iii/?lang=en

  •  Lisa

LISA-Visible

https://www.shelyak.com/produit/pf0021vis-lisa-slit-visible/?lang=en

Existen más modelos de los que puede encontrarse información en Internet.

Por supuesto, si contáis con la pericia y los conocimientos necesarios, hay quien se fabrica su propio espectrógrafo.

Desde este punto me centro en DADOS, el modelo que he adquirido. Me decidí por éste porque se adaptaba a mi presupuesto y mis pretensiones: apto para un Ritchey-Chretien f/8, con bibliografía disponible que me permitiese avanzar y con redes intercambiables que me garantizaban una curva de aprendizaje progresiva.

Este modelo lo fabrica Baader Planetarium, a día de hoy bajo pedido. Decir que el tiempo de espera es de unos dos meses.

La red que trae montada es la de 200L/mm. Además yo pedí la de 900L/mm. Baader recomienda hacerse con las redes pretendidas en el momento de la compra del espectrógrafo, ya que han de ser ajustadas con el mismo, y de no hacerlo tras su fabricación, tendríamos que enviar a Alemania el espectrógrafo en el momento de la compra de la nueva red de reflexión.

En el siguiente esquema vemos el diseño del espectrógrafo, con los elementos de los que ya hemos hablado.

espectrografo-DADOS

La entrada al telescopio queda a la izquierda. La rueda del módulo de guiado sirve para iluminar las rendijas (de 25, 35 y 50 μm de ancho) y así enfocar la cámara guía (aunque puede utilizarse un ocular también, como se ve en el esquema-no es lo recomendable-). En el módulo donde se encuentran el colimador y la red tenemos un mando micrométrico que nos permite seleccionar el rango de longitud de onda que registramos o vemos. Antes de girarlo, hemos de aflojar un tornillo metálico de bloqueo. Este rango espectral será menor cuanto mayor sea la dispersión (red 200>900>1200).

La placa reflectora donde se encuentran las rendijas deja pasar parte de la luz por aquella que seleccionemos, y el resto es desviada al espejo que la refleja hacia el portaocular de guiado. La luz pasa desde la rendija al colimador, que la dirige hacia la red de reflexión. Ahí la luz es dispersada, para ser enfocada por el objetivo en el plano focal de la ccd o cmos.

Donde se encuentra el objetivo, tenemos un enfocador helicoidal que hemos de manipular para enfocar perfectamente el espectro. Cuenta también con un tornillo de bloqueo.

La rendija más estrecha es la que brinda una mayor resolución espectral, pero para objetos extensos y con menos brillo pueden utilizarse las más anchas.

Aquí vemos mi maleta con todo el instrumental:

espectrografo-DADOS

Como he dicho, el espectrógrafo trae montada la red de 200 L/mm. Cuando monte la de 900 L/mm, probablemente haga un pequeño vídeo mostrando el cambio de redes.

La ccd principal se acopla al espectrógrafo mediante un sistema de doble adaptador: el primero es la parte metálica del “adaptador T2” de la foto, que se rosca en la ccd, y el segundo es el anillo plástico roscado sobre el enfocador. En ese montaje veis dos tornillos de bloqueo: el superior para fijar la posición de la cámara, y el inferior para bloquear el enfocador.

Lo que denomino visor para la rendija, es un elemento constituido por un extensor y un elemento óptico ajustable para hacer zoom in/out sobre las rendijas. Para utilizarlo con una cámara guía ha de retirarse el extensor. El anillo nos permite bloquear la posición de la ccd una vez hemos enfocado (no utilizo los oculares).

La bombilla de calibración la he comprado después. Es el tipo que utilizan en varios tutoriales publicados en la página de Baader para este espectrógrafo (hablaremos de su naturaleza en la siguiente entrega).

Con esta descripción termina esta entrada. En el siguiente post veremos el equipo ya trabajando en una sesión de campo: ¿cómo enfocar la cámara guía y la cámara principal?, ¿cómo seleccionar el rango espectral?, ¿cómo guiar?, ¿cómo hacer las tomas de calibración?… y algún aspecto más que seguro surge.

Fuentes:

 

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