¿Cómo sabemos que elementos contiene el sol? El color es esencial para saberlo.


 

El fabricante de lentes alemán Joseph von Fraunhofer dividió la luz en siete colores creando un arco iris en su laboratorio.Al mirar el arco iris con un microscopio observó algo extraño entre los siete colores. Durante los siguientes diez años observó el espectro y lo dibujó con todo detalle.

 

Dibujó meticulosamente líneas negras en las bandas el espectro de colores del arco iris. Hay en total 574 líneas. Pero, ¿Qué representan esas líneas? Fraunhofer dedicó su vida a una búsqueda incansable pero fue incapaz de resolver el misterio. El misterio no se resolvió hasta medio siglo después de su descubrimiento. Esas líneas negras indican la presencia de elementos

 

Pensemos en el siguiente experimento. Un elemento, sodio, arde frente a una luz que supongamos es el sol. Observamos con un microscopio la luz procedente de esa fuente que ha pasado por la llama. Cuando un prisma divide la luz emitida en sus siete colores aparece una línea negra entre el rojo y el amarillo. Simplificando, dicha línea negra indica la presencia del elemento sodio. En el dibujo de Fraunhofer aparece una línea en la misma posición que en este experimento. Por eso sabemos que el sol también contiene sodio. El resto de las líneas negras del dibujo indican que en el sol hay otros elementos además del sodio. Por ejemplo la línea marcada con una C es hidrógeno. La línea marcada con una E es hierro. De esta forma es posible saber que elementos existen en el sol simplemente examinando la luz que llega hasta nosotros.

 

Las líneas espectrales se detectan como líneas de absorción (A) o líneas de emisión (B) dependiendo de las posiciones del detector, el gas y la fuente luminosa.. De Gsrdzl – Trabajo propio, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=5324588

Dependiendo del tipo de gas, la fuente luminosa y lo que arribe al detector, se pueden producir dos tipos de líneas: de emisión o de absorción. Si el gas se encuentra entre el detector y la fuente de luz —la cual, por lo general, se tratará de una fuente con espectro continuo—, de tal forma que el detector pueda observar el espectro tanto del gas como de la fuente, se observará una disminución de la intensidad de la luz en la frecuencia del fotón incidente, debido a que la mayor parte de los fotones reemitidos saldrán en direcciones diferentes a las que poseían los fotones originales. En este caso se observará una línea de absorción. Por otro lado, si el detector es capaz de observar el gas, pero no puede ver la fuente de luz, se observarán solamente los fotones reemitidos, resultando en líneas de emisión.   

Líneas de Fraunhofer con su notación alfabética y las longitudes de onda correspondientes.
De Fraunhofer_lines_DE.svg: *Fraunhofer_lines.jpg: Saperaud 19:26, 5. Jul. 2005derivative work: Cepheiden (talk)derivative work: Eric Bajart (talk) – Fraunhofer_lines_DE.svg, Dominio público, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=10568844

Debido a lo anterior, estas líneas son de gran utilidad para identificar la composición química de cualquier medio que permita pasar la luz a través de él. Las líneas espectrales también dependen de las condiciones físicas del gas. Por esta razón, son comúnmente utilizadas para determinar las características físicas, además de la composición química, de estrellas y otros cuerpos celestes, para los cuales no existe ningún otro método de análisis. 

 

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Fuentes

https://es.wikipedia.org/wiki/L%C3%ADneas_de_Fraunhofer

https://www.lifeder.com/series-espectrales/

https://www.youtube.com/watch?v=1oMKayEr7H4

https://es.wikipedia.org/wiki/L%C3%ADnea_espectral

https://es.wikipedia.org/wiki/Espectroscopia


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