RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA Y TÉCNICAS DE OBSERVACIÓN. Curso Introducción a la Astronomía 1

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Elvira Soto Castilla
hace 7 años
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1 RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA Y TÉCNICAS DE OBSERVACIÓN Curso Introducción a la Astronomía 1

2 Brillo Magnitud aparente El ojo detecta la luz de forma logarítmica, es decir, detecta cambios no de manera lineal, sino en potencias de 10. Ajustándose a esto, los astrónomos griegos dividieron las estrellas en 6 magnitudes. Las más brillantes eran de 1ª magnitud, las escasamente visibles eran de 6ª magnitud. Un cambio de 5 magnitudes se traduce en un cambio en brillo por un factor 100. Un cambio de 1 magnitud se traduce en un cambio en el brillo por un factor 2,512. m 1, B 1 m 2, B 2 B 1 / B 2 = 2,512 (m 1 -m 2 ) m 1 -m 2 = -2,5 log(b 1 /B 2 ) Curso Introducción a la Astronomía 2

3 Brillo de distintos objetos Objeto Magnitud Sol Luna llena Venus -4.0 Júpiter -3.0 Sirio -1.4 Estrella Polar 2.0 Límite del ojo 6.0 Plutón 15.0 Límite del telescopio 25.0 Curso Introducción a la Astronomía 3

4 Las 20 estrellas más brillantes que observamos en el cielo Curso Introducción a la Astronomía 4

5 BRILLO Y LUMINOSIDAD La luminosidad de una estrella es la energía que emite desde su superficie en la unidad de tiempo El brillo de un objeto tal como lo apreciamos depende de la combinación de tres factores: Su luminosidad intrínseca, L Su distancia a nosotros, D La cantidad de luz absorbida por la materia interestelar El Sol, el objeto más brillante del cielo, tiene una luminosidad ligeramente mayor que el promedio de las estrellas de nuestra galaxia: se ve muy brillante porque está muy cerca de nosotros Curso Introducción a la Astronomía 5

6 El brillo de un objeto varía inversamente con el cuadrado de su distancia a nosotros B = L/4πD 2 La estrella más brillante NO tiene por qué ser la más luminosa Curso Introducción a la Astronomía 6

7 Las 20 estrellas más cercanas Curso Introducción a la Astronomía 7

8 Radiación electromagnética: el color de la luz Maxwell mostró, en el siglo XIX, que la luz es transportada por campos eléctrico y magnético en forma de ondas que, aunque opuestas, se apoyan mutuamente: es lo que llamamos onda electromagnética La radiación electro-magnética es una composición de campo eléctrico + campo magnético que se propaga por sí misma Curso Introducción a la Astronomía 8

9 El espectro electro-magnético Como toda onda, la radiación electro-magnética lleva asociadas una longitud de onda, λ, y una frecuencia,ν, que están relacionadas mediante la velocidad de la luz, c c = λ ν La longitud de onda de la luz determina sus características. Llamamos espectro electro-magnético a todo el conjunto de longitudes de onda de la radiación. La energía que transporta la onda está relacionada con su frecuencia: E = h ν Curso Introducción a la Astronomía 9

10 El espectro electro-magnético El ojo humano sólo detecta el conjunto de longitudes de onda que forman lo que llamamos el espectro visible Curso Introducción a la Astronomía 10

11 Ventanas de observación Curso Introducción a la Astronomía 11

12 Telescopios ópticos Observatorio del Roque de los muchachos Curso Introducción a la Astronomía 12

13 Esquema de un telescopio refractor Esquema de un telescopio reflector ( 8.1m ) Espejo primario de Gemini N Curso Introducción a la Astronomía 13

14 Radiotelescopios Green Bank Telescope ( Virginia (West VLA, Very Large Array New Mexico Curso Introducción a la Astronomía 14

15 Astronomía desde el espacio Chandra X-ray Telescope Gamma- ray Telescope Hubble Space Telescope Curso Introducción a la Astronomía 15

16 Curso Introducción a la Astronomía 16

17 La corona solar en luz ultravioleta Curso Introducción a la Astronomía 17

18 Imágenes obtenidas con telescopios ópticos Curso Introducción a la Astronomía 18

19 Imágenes obtenidas con telescopios de Rayos X NGC 6888 Eta Carina Curso Introducción a la Astronomía 19

20 Las leyes de la radiación La energía que emite un objeto en función de la longitud de onda (o de la frcuencia) se denomina espectro continuo o distribución espectral de energía. El campo que estudia los espectros emitidos por los distintos objetos se denomina espectroscopía. Existen dos leyes importantes: Ley de Stefan-Boltzmann. La cantidad de energía que emite un cuerpo aumenta con la cuarta potencia de su temperatura L = σ T 4. Ley de Wien. El máximo de la emisión se mueve hacia longitudes de onda más cortas (azul) cuando aumenta la temperatura de modo que λ max. T = cte. Estas dos leyes fueron sintetizadas por Max Planck: Todos los cuerpos emiten un espectro que tiene la forma de la curva de Planck donde la cantidad de energía emitida y la posición de su máximo en longitud de onda dependen de su temperatura Curso Introducción a la Astronomía 20

21 Espectro continuo de los objetos: Curva de Planck Curso Introducción a la Astronomía 21

22 TEMPERATURA EFECTIVA DE UNA ESTRELLA La energía emitida desde la superficie de una estrella muestra un espectro continuo cuyo máximo, de acuerdo a la Ley de Wien, aparece a una longitud de onda que depende de su temperatura. Dicha temperatura se denomina Temperatura Efectiva de la estrella. Así pues, color y temperatura de una estrella están íntimamente relacionados: una estrella azul es muy caliente ( K), mientras que una estrella roja es relativamente fría. ( 4000 K). (1) (1) A lo largo del curso usaremos grados Kelvin (K) en lugar de grados centígrados o Celsius (º). La diferencia entre ambas escalas de temperatura es el cero de la escala: los 0ºC son 273 K. A los -273º C= 0 K, se le denomina Cero Absoluto Curso Introducción a la Astronomía 22

23 El color, y por tanto la temperatura efectiva de una estrella, se puede determinar midiendo su Índice de Color. Estrella caliente Estrella fría El índice de color de una estrella es la diferencia entre dos magnitudes medidas a distintas longitudes de onda, por ejemplo a través de un filtro azul (B) y a través de un filtro rojo (R).Una diferencia de magnitudes equivale a un cociente de flujos. Curso Introducción a la Astronomía 23

24 Reflexión y refracción de la luz Cuando un rayo de luz incide sobre un medio como aceite o agua, el rayo se refleja y se refracta, como se indica en la figura. Cuando un rayo de luz atraviesa una gota de agua, se refracta. El ángulo de refracción es distinto para cada longitud de onda y como resultado se forma el arco iris. Aire Rayo incidente Agua Ángulo de incidencia Ángulo de refracción Ángulo de reflexión Rayo reflejado Rayo refractado Curso Introducción a la Astronomía 24

25 Espectroscopía estelar La invención del espectroscopio, un aparato que separa la luz blanca en sus colores componentes, es decir su espectro, y el descubrimiento por Fraunhofer (comienzos del siglo XIX) de que cada elemento químico produce un espectro particular determinado, hicieron posible el estudio de las condiciones físicas del material estelar y de su composición química. Curso Introducción a la Astronomía 25

26 La primera interpretación del origen de las líneas espectrales se debe a Kirchhoff, quien, a mediados del siglo XIX, desarrolló las leyes del análisis espectroscópico. Kirchhoff mostró que las estrellas emiten espectros de tres tipos diferentes: Espectro continuo. Un cuerpo determinado radia un espectro ininterrumpido y suave, denominado curva de Planck, que depende de su temperatura Espectro de absorción. Un espectro continuo que pasa a través de un gas más frío tiene parte de su espectro surcado por líneas oscuras Espectro de emisión. Un gas radiante produce un espectro de líneas espectrales discretas Curso Introducción a la Astronomía 26

27 Leyes de Kirchhoff Curso Introducción a la Astronomía 27

28 Espectro estelar El interior de la estrella, caliente y denso, produce un espectro continuo. La envoltura (fotosfera), más fría y menos densa, produce líneas de absorción a longitudes de onda específicas, dependiendo de su temperatura y composición química ( fotosfera ) Envoltura fría y poco densa Interior caliente y denso Curso Introducción a la Astronomía 28

29 Espectros de líneas de emisión de algunos gases Curso Introducción a la Astronomía 29

30 Los espectros de absorción y emisión encuentran su explicación en el marco de la Mecánica Cuántica. Los electrones en un átomo se mueven en órbitas cuantizadas. Cuando un electrón se mueve de una órbita más alejada del núcleo atómico a otra más cercana, emite energía en forma de un fotón, con una longitud de onda (color) determinada. Del mismo modo, cuando un electrón se mueve de una órbita más cercana al núcleo atómico a otra más alejada de él, absorbe energía en forma de un fotón. Curso Introducción a la Astronomía 30

31 El modelo del átomo de Bohr En el modelo de Bohr neutrones y protones ocupan la región densa central (núcleo) y los electrones se mueven en órbitas a su alrededor, de manera similar a como los planetas se mueven alrededor del Sol aunque las órbitas no se encuentran en el mismo plano. El tamaño (radio) del núcleo es aproximadamente 100,000 (10 5 ) veces mayor que el radio del electrón. Además, las órbitas están cuantizadas. Esto quiere decir que el electrón puede seguir sólo ciertas órbitas con ciertos radios, sin que existan órbitas intermedias. A cada órbita le corresponde una energía, por tanto decimos que la energía está cuantizada. Curso Introducción a la Astronomía 31

32 Excitación y desexcitación atómica Los electrones pueden moverse de una órbita de menor energía (más cercana al núcleo) a otra de mayor energía (más alejada del núcleo) si absorben justo la diferencia de energía existente entre las los órbitas. Decimos que el átomo ha absorbido un fotón. La frecuencia de dicho fotón, es decir la frecuencia de la radiación emitida se corresponde con la energía absorbida mediante la relación E = h ν, donde h es una cantidad constante: la constante de Plank Si el electrón se mueve de una órbita de mayor energía a otra de menor energía decimos que el átomo emite un fotón. Curso Introducción a la Astronomía 32

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