espectrómetro

History

El primer prototipo de espectrómetro fue un prisma de vidrio que utilizó Isaac Newton en 1666 para descomponer la luz solar. Más tarde, Joseph von Fraunhofer añadió una red de difracción y vio líneas oscuras en el espectro del Sol.

How it works

La luz pasa por una rendija estrecha y llega a un elemento que la separa por longitudes de onda: puede ser un prisma (refracta más el violeta) o una red de difracción (refleja diferentes colores en diferentes ángulos). El detector registra cuánta luz llegó a cada zona microscópica. Así se construye el espectro: un gráfico de brillo en función de la longitud de onda.

History

El primer prototipo de espectrómetro fue un prisma de vidrio que utilizó Isaac Newton en 1666 para descomponer la luz solar. Más tarde, Joseph von Fraunhofer añadió una red de difracción y vio líneas oscuras en el espectro del Sol.

How it works

La luz pasa por una rendija estrecha y llega a un elemento que la separa por longitudes de onda: puede ser un prisma (refracta más el violeta) o una red de difracción (refleja diferentes colores en diferentes ángulos). El detector registra cuánta luz llegó a cada zona microscópica. Así se construye el espectro: un gráfico de brillo en función de la longitud de onda.

History

La historia del espectrómetro comenzó con los experimentos de Isaac Newton en 1666, quien descompuso la luz solar con un prisma. El término «espectro» fue introducido por Newton, que llamó a la franja de colores «fantasma» (spectrum). En 1814, Joseph von Fraunhofer, sustituyendo el prisma por una red de difracción de fabricación propia, descubrió líneas oscuras en el espectro solar (líneas de Fraunhofer) y midió sus longitudes de onda. Esto marcó el inicio de la astroespectroscopía. En 1859, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen crearon el primer espectroscopio con un mechero de gas y un prisma, relacionando las líneas espectrales con los elementos químicos. En el siglo XX, el desarrollo de la electrónica condujo al registro fotoeléctrico. Hoy en día, los observatorios espaciales están equipados con espectrómetros que funcionan desde el rango de rayos X hasta el infrarrojo (por ejemplo, el instrumento STIS en el telescopio Hubble).

How it works

Principio del espectrómetro óptico: la radiación a estudiar pasa a través de una rendija de entrada hacia un colimador, que forma un haz paralelo. Luego, el haz incide sobre un elemento dispersor, por ejemplo, una red de difracción reflectante con surcos grabados. Según la condición de difracción d(sen α ± sen β) = mλ, donde d es el período de la red, α y β son los ángulos de incidencia y difracción, m es el orden, la luz de diferentes longitudes de onda se desvía en ángulos distintos. A continuación, un espejo de enfoque forma imágenes de la rendija en luz monocromática sobre el detector (arreglo lineal o matriz CCD). La intensidad de la señal de cada píxel es proporcional al flujo de fotones de la longitud de onda correspondiente. La calibración convierte el número de píxel en longitud de onda. Un tipo alternativo es el espectrómetro de Fourier: se utiliza un interferómetro de Michelson, donde se mide un interferograma (dependencia de la intensidad respecto a la diferencia de camino), y el espectro se reconstruye mediante la transformada de Fourier. La ventaja es la alta resolución y luminosidad.

Open problems & fun facts

Reducción del tamaño de los espectrómetros a formato chip (microespectrómetros) manteniendo una alta resolución para dispositivos portátiles.; Supresión de ruido y aumento del rango dinámico para la detección de atmósferas exoplanetarias mediante espectroscopía de tránsito.; Desarrollo de espectrómetros para el ultravioleta lejano y rayos X con una resolución angular suficiente para la espectroscopía de fuentes individuales en cúmulos.

💡 El espectrómetro a bordo de la sonda Cassini descubrió géiseres de agua en Encélado analizando la luz dispersada; su resolución permitió distinguir las líneas de vapor de agua de las impurezas de amoníaco y metano.