ÓPTICA

FENÓMENOS ÓPTICOS

Cristales de cuarzo.

La rotación óptica o actividad óptica es la rotación de la polarización lineal de la luz cuando viaja a través de ciertos materiales. Suele ser un fenómeno que ocurre en soluciones que presentan moléculas quiralestales como la sacarosa (azúcar), sólidos con planos cristalinos rotados, tales como el cuarzo, y la polarización circular de gases atómicos o moleculares. Se emplea en la industria de elaboración de azúcar para medir en los siropes la concentración de azúcares, en óptica para manipular la polarización, en química para caracterizar sustancias en solución acuosa, y en medicina está siendo evaluado en la actualidad como un método de determinación de la concentración de azúcar en sangre en casos de personas que sufren la diabetes.

Historia[editar]

La rotación y cambio en la orientación de la polarización de la luz fue observada por primera vez en el año 1811en el cuarzo por el físico francés Dominique F. J. Arago. Casi al mismo tiempo, el químico Jean Baptiste Biotllegó a observar el efecto en los líquidos y gases de sustancias orgánicas como la turpentina. En 1822 el astrónomo inglés Sir John F. W. Herschel llegó a descubrir que diferentes formas de cristales eran capaces de rotar los planos de polarización en diferentes direcciones. Se empleaban por aquellas épocas polarímetros para medir la concentración de simples azúcares, tales como la glucosa, en solución acusosa. De hecho, uno de los nombres asignados a la glucosa, la dextrosa, es debido a la característica que muestra esta glucosa para hacer girar "a la derecha" el plano de polarización (dexter). De forma similar, la muy común fructosa provoca que el plano de polarzación rote a la izquierda. La fructosa es incluso más "levógira" que la glucosa como "dextrógira". Por ejemplo, el azúcar invertido, se forma por adición de fructosa a una solución de glucosa, haciendo que ésta gire en una dirección invertida a la esperada.

Teoría[editar]

La actividad óptica es una especie de birrefringencia. Cualquier polarización lineal de la luz puede ser escrita como una combinación equilibrada de polarización a derechas (RHC) y polarizada circularmente a izquierdas (LHC):

${\displaystyle \mathbf {E} _{\theta _{0}}=\mathbf {E} _{RHC}+e^{i2\theta _{0}}\mathbf {E} _{LHC},}$

donde ${\displaystyle \mathbf {E} }$ es el campo eléctrico de la luz.

La fase relativa entre las dos polarizaciones circulares es ${\displaystyle 2\theta _{0}}$, esto hace que la polarización lineal quede en el estado ${\displaystyle \theta _{0}}$. En un material ópticamente activo las dos polarizaciones circulares experimentan una trayectoria diferente debido al índice de refracción. La diferencia entre los índices de refracción hace que exista una diferencia de camino óptico entre ellos al recorrer el material:

${\displaystyle \Delta n=n_{RHC}-n_{LHC}}$.

Esta característica es muy habitual en los materiales (para sustancias en solución que tienen una rotación específica).

Tras viajar a través de una longitud ${\displaystyle L}$ de material las dos polarizaciones tienen una fase relativa de magnitud:

${\displaystyle 2\Delta \theta ={\frac {\Delta nL2\pi }{\lambda }}}$

donde ${\displaystyle \lambda }$ es la longitud de onda de la luz (en el vacío). Consecuentemente, la polarización final es la rotación del plano de polarización un ángulo igual a:

${\displaystyle \theta _{0}+\Delta \theta }$.

Generalmente el índice de refracción depende de la longitud de onda (véase dispersión). La variación en la rotación con una longitud de onda dada se denomina dispersión óptica rotatoria (ORD). El espectro de ORD y el dicroísmo circular están íntimamente relacionados mediante las relaciones de Kramers-Kronig. Si se conoce el espectro completo de un tipo, se puede mediante estas relaciones conocer el espectro del otro.

En resumen, el grado de rotación depende del color de la luz (la línea D del sodio cerca de los 589 nm de longitud de onda se emplea comúnmente para estas medidas), de la longitud óptica ${\displaystyle L}$ y de las propiedades del material (es decir ${\displaystyle \Delta n}$ o rotación específica o concentración).

Áreas de uso[editar]

Para una substacia pura en solución, si el color y la longitud óptica están fijas y la rotación específica es conocida, la rotación observada puede emplearse para calcular la concentración de la disolución. Este uso hizo posible que emplear un polarímetro fuera de gran importancia para aquellos que comercializán con azúcar o sirope. En presencia de un campo magnético hace que todas las moléculas tengan actividad óptica. Un campo magnético alineado en la dirección de propagación de la luz hace que el material provoque una rotación del plano que contiene la polarización lineal. Este es el efecto Faraday que fue uno de los primeros descubrimientos que relacionaron la luz con los campos electromagnéticos.

La actividad óptica de los materiales no debería confundirse con la luz circularmente polarizada, esta confusión tiene tal vez su origen al representar el estado de polarización de los rayos luminosos cuando viajan por el material que poseen polarización circular a medida que se propagan por él.

Anillos de Einstein vistos por el Hubble.

En astronomía de observación, un anillo de Jvolson¹​ o anillo de Einstein es una deformación de la luz de una fuente lumínica (como una galaxia o una estrella) en anillo por la desviación gravitacionalde la luz por una lente (como otra galaxia, materia obscura o un agujero negro). Esto ocurre cuando la fuente, la lente y el observador están del todo alineados; de no ser así, el anillo es parcial.

Introducción[editar]

La desviación gravitacional de la luz es un resultado de la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein. La luz de una fuente que viaja, en vez de hacerlo en una línea recta (tridimensional), es desviada (doblada) por la presencia de un cuerpo masivo, que deforma el espacio-tiempo. Un anillo de Einstein es un caso especial de desviación gravitacional de la luz, causado por la alineación exacta de la fuente, la lente y el observador. Esto causa una simetría alrededor de la lente, causando una estructura parecida a un anillo.

El tamaño del anillo de Einstein es dado por el radio de Einstein. En radianes, esto es

${\displaystyle \theta _{E}=\left({\frac {4\cdot G\cdot M}{c^{2}}}\;{\frac {d_{LF}}{d_{L}\cdot d_{F}}}\right)^{1/2}}$

donde:

• ${\displaystyle G}$ es la constante gravitacional,
• ${\displaystyle M}$ es la masa de la lente,
• ${\displaystyle c}$ es la velocidad de la luz,
• ${\displaystyle d_{L}}$ es la distancia hacia la lente,
• ${\displaystyle d_{F}}$ es la distancia hacia la fuente, y
• ${\displaystyle d_{LF}}$ es la distancia entre la lente y la fuente.

Historia[editar]

El doblamiento de la luz por un cuerpo gravitacional fue predicho por Einstein en 1912, unos años antes de la publicación de la teoría de la relatividad general en 1916. El efecto de anillo fue mencionado por vez primera en la literatura académica por el físico ruso Orest Jvolson (1832-1954) en 1924. Albert Einstein comentó en 1936 este efecto, pero declarando:

Desde luego, no hay ninguna esperanza de observar este fenómeno directamente. Primero, apenas alguna vez nos acercaremos bastante estrechamente con una línea tan central. Segundo, el ángulo β desafiará el poder de resolución de nuestros instrumentos.

Albert Einstein²​

En esta declaración β es el radio de Einstein, modernamente denotado θ_E. Einstein solo consideraba la posibilidad de observar un anillo producido por estrellas, que es baja; sin embargo, la posibilidad de observar aquellos producidos por lentes más grandes como galaxias o agujeros negros es más alta dado que el tamaño angular de los anillos de Einstein crece con la masa de la lente.

Anillos conocidos[editar]

En la actualidad se conocen cientos de anillos de Einstein. Cerca de media docena de ellos son anillos parciales, con diámetros de hasta un arcosegundo, sin embargo en la mayoría, o la distribución de masa es irregular, o no existe una alineación perfecta, por lo que no se ha observado un anillo perfecto.

El primer anillo de Einstein prácticamente completo, designado B1938+666, fue descubierto en un trabajo de colaboración entre la Universidad de Mánchester y el Telescopio espacial Hubble de NASA en 1998.³​

Anillos dobles[editar]

SDSSJ0946+1006 Doble anillo de Einstein.
Crédito: Telescopio espacial Hubble/NASA/ESA .

Usando el Telescopio espacial Hubble ha sido posible detectar un anillo de Einstein doble. Fue encontrado por Raphael Gavazzi del Space Telescope Science Institute y Tommaso Treu de la Universidad de California, Santa Barbara. Este nos llega de tres galaxias, a distancias de 3, 6 y 11 mil millones de años luz. Este tipo de anillos ayudan a entender la distribución de la materia y energía oscuras, la naturaleza de las galaxias lejanas y la curvatura del universo. Las probabilidades de encontrar tales anillos han sido estimadas de 1 de 10.000. La observación de 50 dobles anillos entregaría a los astrónomos mediciones más exactas sobre el contenido de materia oscura del Universo, y sobre el estado de la energía oscura, dentro de un 10% de precisión.