FUNDAMENTO:

El efecto de Raman se produce cuando un fotón incide sobre una molécula e interacciona con la nube de electrones de los enlaces de esa molécula. El fotón incidente excita la molécula a un estado virtual. En el efecto Raman espontáneo, la molécula es excitada desde el estado fundamental a un estado de energía virtual y se relaja desde el estado vibracional excitado, lo que genera la llamada dispersión Raman Stokes. Si la molécula ya estaba en un estado vibracional excitado, la dispersión Raman se denomina dispersión Raman anti-Stokes.

Para exhibir el efecto Raman, la molécula requiere con respecto a la coordenada vibracional, un cambio en el potencial molecular de polarización o cantidad de deformación de la nube electrónica. En vista de que el desplazamiento Raman es igual al nivel vibratorio que está implicado, la cantidad del cambio de polarizabilidad determinará la intensidad de dispersión Raman. Por lo que el patrón de frecuencias de desplazamiento es determinado por estados vibracionales y rotacionales típicos de la muestra bajo estudio.

El espectro de Raman es normalmente expresado en número de ondas, que tiene unidades de longitud recíproca. Si queremos convertir entre longitud de onda del espectro y número de ondas de desplazamiento en el espectro Raman, podemos utilizar la siguiente fórmula:

\Delta w = \left( \frac{1}{\lambda_0} - \frac{1}{\lambda_1} \right) \ ,

Donde $\Delta w$ es el desplazamiento de Raman expresado en número de ondas, λ₀ es la longitud de onda de excitación y λ₁ es la longitud de onda del espectro de Raman. Usualmente, las unidades elegidas para expresar el número de ondas en el espectro de Raman es el centímetro recíproco (cm⁻¹). Pero como la longitud de onda es normalmente expresada en nanómetro (nm), la fórmula anterior puede ser reescrita para convertir explícitamente esas unidades, dando:

\Delta w (\text{cm}^{-1}) = \left( \frac{1}{\lambda_0 (\text{nm})} - \frac{1}{\lambda_1 (\text{nm})} \right) \times 10^7 \frac{(\text{nm})}{(\text{cm})} ,

ORIGINAL PAPER

analytical paper 1

RESUMEN:

DIFERENCIACION DE LOS HUMANOS Y ANIMALES A TRAVÉS DE LOS RASTROS DE SANGRE RAMAN ESPECTROSCOPIA

la caracterización de manchas de sangre sospechosas es un aspecto importante de la ciencia forense. En particular, determinar el origen de una mancha de sangre criytico, aunque secundarios, son fundamentales, en el establecimiento de su relevancia para el crimen. Actualmente, los ensayos para la determinación de origen humano para la sangre son mucho tiempo y es destructiva para la muestra. La investigación presentada aquí demuestra que la espectroscopia Raman puede ser eficaz aplicado como una técnica no destructiva para la diferenciación de la sangre humana a partir de una amplia encuesta de animales sangre. Un modelo de mínimos cuadrados parciales-Análisis discriminante (PLS-DA) fue construido a partir de un conjunto de formación de la cerca de espectros Raman de infrarrojos de 11 especies. Varias medidas de rendimiento, incluyendo una prueba a ciegas y validación externa, confirme el desempeño discriminatorio del modelo quimiométrico. El modelo demostró 100% de precisión en su diferenciación entre la sangre humana y no humana. Estos hallazgos demostraron, además, un gran potencial de la espectroscopia Raman para el campo de la serología, especialmente para los identificación de las especies de una mancha de sangre sospechosa.

La identificación de una mancha de fluido corporal es un importante y aspecto inevitable de muchas investigaciones forenses. Hay una variedad de pruebas presuntivas que se utilizan actualmente para identificar una mancha como la sangre. Estas pruebas son más comúnmente de ensayos oxidación-reduccion, que son destructivos en la naturaleza, utilizando reactivos como leuco malaquita verde, cuminol, fenolftaleína y tetrametilbencidina [1,2]. Un análisis de sangre común confirmatorio es un ensayo de microcristales (por ejemplo, ensayos de Teichmann o Takayama). La Ensayos inmunocromatográficas Ouchterlony o similares puede entonces ser empleado para determinar si la sangre es no humana [1]. Es en última instancia, preferible para confirmar la presencia de sangre y de diferentes especiesde los perfiles de ADN forense, pero esto puede ser prácticamente problemática.

Puesto que la cantidad de evidencia de sangre puede ser minúsculo, que necesita ser preservado y analizado de manera eficiente. Programas de ensayos de identificación deben ser mínimamente destructiva para preservar la muestra para análisis de ADN [3]. Dado que tanto presuntiva y las pruebas confirmatorias utilizan productos químicos que son destructivas, su uso consume una porción de la muestra. Para minimizar este efecto, una se emplea esquema de pruebas modificado. Típicamente, después de una mancha tiene de la muestra, entonces la sospecha de sangre se presume que ser de origen animal [4]. Se trata de un programa de ensayos de problemática principalmente porque hay una falta de confianza en que la muestra es de origen humano y De hecho sangre. Esta incertidumbre se basa en el hecho porque en dichas pruebas se han conocido las apariciones de falsos positivos. Este aerodinámico enfoque de las pruebas también podría ser perjudicial para los laboratorios forenses, ya tiempo y dinero se desperdician en no humano o no sangre muestras. Por lo tanto, una técnica de detección no destructiva de identificar de manera eficiente la sangre humana sería muy valiosa. la espectroscopia Raman es una técnica que tiene el potencial tanto como un no destructiva de la sangre [5,6] y como especies de ensayo de origen [

DIAPOSITIVAS:

SIMULADORES DE ESPECTROSCOIA RAMAN:

http://cartwright.chem.ox.ac.uk/tlab/605/html/techniques03.htm

REALIZADO POR: CHRISTIAN FABIAN VARELA

GIOVANNY ANDRES CASTRO

La espectroscopia astronómica es la técnica de espectroscopia en astronomía. Su objeto de estudio es el espectro de la radiación electromagnética, incluida la luz visible, que radia desde estrellas y otros objetos celestes. La espectroscopia se puede usar para averiguar muchas propiedades de estrellas y galaxias distantes, tales como su composición química y movimiento, mediante efecto Doppler (ver) y la refraccion lograda con piemas.

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Origen de la espectroscopia astronómica

El uso de la espectroscopia astronómica tuvo su origen en los estudios iniciales que Isaac Newton realizó para descomponer la luz del Sol. Utilizó para ello un prisma, y consiguió un arco iris de color y probablemente algunas líneas de absorción. Se trataba de unas bandas oscuras que aparecen en el espectro solar, y fueron descritas por primera vez, en 1817, por el astrónomo alemán Joseph von Fraunhofer.

Angelo Secchi

Hoy en día se sabe que casi todos los espectros estelares poseen estas dos características presentes en el espectro solar; por un lado, la emisión en todas las longitudes de onda del espectro óptico (el continuum); y, por otro, varias líneas de absorción superpuestas.

El astrónomo italiano Angelo Secchi realizó una clasificación de las estrellas según sus tipos espectrales. Para ello se basó en el número y fuerza de las líneas de absorción de su espectro, que determinan la composición química de una estrella. Actualmente, la observación estelar mediante espectroscopia se emplea para conocer propiedades estelares, como distancia, edad, luminosidad o la tasa de pérdida de masa.

INSTUMENTACIÓN:

telescopio refractor

es un sistema óptico centrado, que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes se complemente con una seri de primas que permiten descomponer la luz de los cuerpo celestes observados

El funcionamiento de este telescopio, se basa en la refracción de la luz emitida por el objeto. El haz luminoso, al atravesar la lente altera su trayectoria y provoca una imagen aumentada del objeto observado.

conformación

Este telescopio consta básicamente de un objetivo formado por una lente convergente acromatizada de gran distancia focal y un ocular formado por una lente convergente de pequeña distancia focal.

Es de hacer notar que la imagen formada, está invertida debido a que el ocular tiene una lente convergente. Desde el punto de vista astronómico la inversión de la imagen no es ninguna limitación.

ver esquema ampliado ir al simulador

Ventajas del telescopio.

Mantenimiento sencillo.
Gran variedad de tamaños
Las imágenes hacia los bordes se observan nítidas .
Las distancias focales son altas, lo que lo hace ideal para la observación de planetas.

Desventajas.

Sufren de aberración cromática*, sobre todo para objetos muy brillantes, por lo que en su fabricación se debe corregir este defecto.
La fabricación por encima de 1 metro de diámetro se hace difícil debido a las deformaciones que sufre la lente objetivo, por su propio peso
$La aberración cromática se produce al atravesar la luz por un medio distinto del aire, como puede ser el cristal de la lente. En ese momento la luz se refracta, pero como cada longitud de onda de las que componen la luz blanca se refracta de distinta manera$
La aberración cromática se produce al atravesar la luz por un medio distinto del aire, como puede ser el cristal de la lente. En ese momento la luz se refracta, pero como cada longitud de onda de las que componen la luz blanca se refracta de distinta manera

*La aberración cromática ocurre cuando haces de luz con distintas longitudes de onda llegan a distintas distancias del foco. Esto hace que los objetos se observen con una gama de colores en sus bordes

DETALLES ESPECTROSCOPICOS DE CUERPOS CELESTES

Estrellas

Fraunhofer y Angelo Secchi estuvieron entre los pioneros de la espectroscopia del Sol y otras estrellas. Se recuerda especialmente a Secchi por clasificar las estrellas en tipos espectrales, basándose en el número y fuerza de las líneas de absorción de su espectro. Más adelante se descubrió que el origen de los tipos espectrales estaba relacionado con la temperatura superficial de la estrella: sólo se pueden observar determinadas líneas de absorción dentro de un cierto rango de temperaturas; porque sólo en ese rango se llenan los niveles energéticos atómicos relacionados.

Las líneas de absorción en los espectros estelares se pueden usar para determinar la composición química de una estrella. Cada elemento es responsable de un conjunto diferente de líneas de absorción en el espectro, a longitudes de onda que se pueden medir de forma extremadamente fiable mediante experimentos en laboratorio. Las líneas de absorción del hidrógeno (que se encuentra en la atmósfera de casi cualquier estrella) son particularmente importantes. Las líneas del hidrógeno que se encuentran dentro del espectro visible se denominan líneas de Balmer.

Denominaciones originales de Fraunhofer para las líneas de absorción del espectro solar

Nebulosas

NEBULOSA OJO DE GATO

En los primeros tiempos de la astronomía telescópica, la palabra nebulosa se usaba para describir cualquier mancha borrosa que no pareciese una estrella. Muchas de éstas, como la Nebulosa de Andrómeda, tenían espectros que se parecían mucho a los estelares, y acabaron resultando galaxias. Otras, como la Nebulosa Ojo de gato, tenía espectros muy diferentes. Cuando William Huggins, observó la Ojo de Gato, no encontró un espectro continuo como el del Sol, sino sólo unas pocas líneas de emisión fuertes. Estas líneas no se correspondían con ningún elemento terrestre conocido, e igual que sucedió con el helio que se había identificado en el sol, los astrónomos sugirieron que las líneas se debían a un nuevo elemento, nebulio (llamado ocasionalmente nebulo o nefelio). En realidad, en la década de 1920 se describió que las líneas se debeían al oxígeno, un elemento muy familiar. Pero las nebulosas están normalmente muy rarificadas; son mucho menos densas que el mejor vacío conseguido en la Tierra. En estas condiciones, los átomos se comportan de una manera muy diferente y se pueden formar líneas que se suprimen a densidades normales. Estas líneas se conocen como líneas prohibidas* y son las más potentes en la mayoría de espectros nebulares.

*es una línea espectral emitida por átomos sometidos a transiciones de energía no permitidas normalmente por las reglas de selección de la mecánica cuántica.

Galaxias

El espectro de las galaxias se parece al estelar, ya que consiste en la luz de millones de estrellas combinadas. La espectroscopia galáctica ha conducido a muchos descubrimientos fundamentales. Edwin Hubble, descubrió en la década de 1920 que, aparte de las más cercanas (aquellas en lo que se conoce como el Grupo Local), todas las galaxias se alejan de la Tierra. Cuanto más lejos esté una galaxia, más rápido se está alejando (ver la Ley de Hubble). Ésta fue la primera indicación de que el Universo se creó en un único punto, en un Big Bang.

Los estudios de Fritz Zwicky sobre agrupaciones galácticas mediante efecto Doppler encontraron que la mayoría de las galaxias se están moviendo más rápido de lo que parecía posible, por lo que se conocía de la masa de estas agrupaciones. La hipótesis de Zwicky es que debe existir una gran cantidad de materia no luminosa en las agrupaciones galácticas: lo que acabó conociéndose como materia oscura

Quásares

En la década de 1950 se encontraron algunas potentes fuentes de radio asociadas a objetos muy tenues que parecían ser muy azules. Se les llamó Fuentes de radio cuasi-estelares, o cuásares. Cuando se obtuvo el primer espectro de uno de estos objetos, se encontró algo misterioso, con líneas de absorción en longitudes de onda donde no se esperaban. Pronto se entendió que lo que se estaba viendo era un espectro galáctico normal, pero muy corrido al rojo. De acuerdo con la Ley de Hubble, esto implicaba que el cuásar debía ser muy distante, y por tanto muy luminoso. Actualmente se piensa que los cuásares son galaxias en formación, con su gran emisión energética alimentada por agujeros negros supermasivos.

Planetas y asteroides

Los planetas y asteroides brillan sólo reflejando la luz del Sol. La luz reflejada contiene bandas de absorción debido a los minerales presentes en las rocas de los cuerpos rocosos, o a elementos y moléculas presentes en las atmósferas de los gigantes gaseosos. Los asteroides se pueden clasificar en tres tipos principales, de acuerdo a su espectro: los tipo C están compuestos por materiales carbonáceos; los tipo S consisten principalmente de silicatos; y los tipo M son ‘metálicos’. Los asteroides de tipos C y S son los más comunes.

Cometas

El espectro de los cometas consiste en un espectro solar reflejado en las nubes de polvo que le rodean, así como en líneas de emisión formadas cuando el viento solar choca con los gases que rodean al cometa. El análisis de la composición de los cometas ha mostrado que están hechos de materiales vírgenes provenientes de los tiempos de formación del sistema solar. Se sabe que existen muchos compuestos orgánicos en los comentas, y se ha sugerido que los impactos cometarios pueden haber proporcionado a la Tierra mucha del agua de sus océanos y los compuestos necesarios para la formación de la vida. Se ha sugerido que la vida puede haber sido traída a la Tierra por cometas desde el espacio interestelar (la teoría de la Panspermia).