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El espectro de la luzEl espectro de la luz
Dra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres
NewtonNewton
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Isaac Newton (1643-1727)Isaac Newton (1643-1727)● Uno de los más grandes
genios de la historia de la ciencia, sin duda alguna
● Hizo aportaciones a las matemáticas, la astronomía, óptica y física, pero desde muy temprano se interesó en los estudios de la luz
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La luz blancaLa luz blanca● En febrero de 1672 presentó a la Royal
Society su primera comunicación sobre la luz, en la cual aportaba la indiscutible evidencia experimental de que la luz blanca era una mezcla de rayos de diferentes colores
● Lo que hizo fue interponer un prisma en el camino de un fino haz de luz solar y sobre la pared se proyectaron los colores del arcoiris
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El arcoirisEl arcoiris
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Descomposición de luz blancaDescomposición de luz blanca
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EspectroEspectro● Dio a este fenómeno el nombre latino “spectrum”, en
español “espectro”● La conclusión fue que:
– La luz estaba constituida por innumerables partículas microscópicas coloreadas (corpúsculos), que eran emitidas a altas velocidades por una fuente de luz como el Sol
– Todas juntas, parecían blancas ante nuestros ojos– Un prisma es capaz de separarlas según su color
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HerschelHerschel
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William Herschel (1738-1822)William Herschel (1738-1822)● Nació 11 años después de
la muerte de Newton● Astrónomo y músico
germano-británico que descubrió Urano
● Demostró que la mayoría de las estrellas se orbitaban unas a otras: primer movimiento orbital fuera del Sistema Solar
Dra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales rosamarthatorres@gmail.com rosamarthatorres@gmail.comDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres www.rosamarthatorres.comwww.rosamarthatorres.com rosamarthatorres@gmail.com rosamarthatorres@gmail.com
Experimento de HershelExperimento de Hershel● Hizo pasar luz solar a través de un prisma para
generar un espectro y midió la temperatura de cada color
● Al medir las temperaturas de la luz violeta, azul, verde, amarilla, naranja y roja, notó que cada color tenía una temperatura mayor que los termómetros de control, y que la temperatura de los colores del espectro aumentaba al ir del violeta al rojo
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Experimento de HershelExperimento de Hershel● Después de realizar ese experimento, decidió
medir la temperatura en una zona ubicada un poco más allá de la luz roja del espectro, al parecer desprovista de luz
● Para su sorpresa, descubrió que esta región tenía la temperatura más alta de todas
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Experimento de HershelExperimento de Hershel
Dra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales rosamarthatorres@gmail.com rosamarthatorres@gmail.comDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres www.rosamarthatorres.comwww.rosamarthatorres.com rosamarthatorres@gmail.com rosamarthatorres@gmail.com
Experimento de “rayos caloríficos”Experimento de “rayos caloríficos”● Los “rayos caloríficos” existían más allá de la
región roja del espectro● Encontró que eran reflejados, refractados,
absorbidos y transmitidos igual que la luz visible● Había descubierto una forma de luz (o radiación)
ubicada más allá de la luz roja● Estos “rayos caloríficos” fueron posteriormente
denominados rayos infrarrojos o radiación infrarroja
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Experimentos realmente importantesExperimentos realmente importantes● Sus experimentos fueron realmente importantes
no sólo porque condujeron al descubrimiento de los rayos infrarrojos, sino también porque fue la primera vez que se demostró que había formas de luz imposibles de percibir con nuestros propios ojos
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Faraday y MaxwellFaraday y Maxwell
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Michael Faraday (1791-1867)Michael Faraday (1791-1867)● Más o menos contemporáneo
de Herschel● Estableció que el magnetismo
podía afectar a los rayos de luz y que había una relación subyacente entre ambos fenómenos
● Descubrió el principio de inducción electromagnética, diamagnetismo y las leyes de la electrólisis
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Michael FaradayMichael Faraday● Fue un excelente experimentador que
transmitió sus ideas en un lenguaje claro y simple
● Sin embargo sus habilidades matemáticas no abarcaban más allá de la trigonometría y el álgebra básica
● Pero estableció las bases para el desarrollo del concepto de campo electromagnético
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James Clerk Maxwell (1831-1879)James Clerk Maxwell (1831-1879)● Contemporáneo de Faraday● James Clerk Maxwell tomó
el trabajo de Faraday y de otros y lo resumió en un grupo de ecuaciones que representan las actuales teorías del fenómeno electromagnético
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Ecuaciones de MaxwellEcuaciones de Maxwell
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Aportaciones de MaxwellAportaciones de Maxwell● Las ecuaciones de Maxwell demostraron que
la electricidad, el magnetismo y hasta la luz, son manifestaciones del mismo fenómeno: el campo electromagnético
● Su trabajo sobre electromagnetismo ha sido llamado la “segunda gran unificación en física”, después de la primera llevada a cabo por Newton
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Radiación electromagnéticaRadiación electromagnética
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Radiación electromagnéticaRadiación electromagnética● Son campos eléctricos y magnéticos que se
desplazan por el espacio● Transfieren energía de un lugar a otro● Llevan una velocidad de 300,000 km/s llamada
velocidad de la luz c● Es un fenómeno ondulatorio● representa la longitud de onda y puede ser más
pequeña que el átomo o más grande que la Tierra
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Radiación electromagnéticaRadiación electromagnética
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Espectro electromagnéticoEspectro electromagnético● Se trata de ordenar la radiación Se trata de ordenar la radiación
electromagnética de acuerdo a su electromagnética de acuerdo a su
● El arcoiris es la parte visible del espectroEl arcoiris es la parte visible del espectro● La La de la parte visible va desde 4x10 de la parte visible va desde 4x10-7-7 m m
hasta 7x10hasta 7x10-7-7 m (400 a 700 nm) m (400 a 700 nm)● Pero el espectro electromagnético es mucho Pero el espectro electromagnético es mucho
más grande y va desde más grande y va desde = 10 = 10-12-12 m hasta 10 m hasta 1033 m m
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Radiación electromagnéticaRadiación electromagnética● Nos da la clave sobre la naturaleza de los cuerpos celestes● Los cuerpos celestes emiten radiación en diferentes ● Para estudiarla usamos telescopios especiales para cada
tipo de ● Pero sólo una pequeña parte del espectro (visible y radio)
puede atravesar la atmósfera, las otras partes son absorbidas
● Para detectar radiación en otras , usamos telescopios fuera de la atmósfera
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Sol y mano a diferentes Sol y mano a diferentes
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Espectro electromagnéticoEspectro electromagnético
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Telescopios ópticosTelescopios ópticos
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Telescopios ópticosTelescopios ópticos● Son instrumentos que captan la
luz visible● Son de 2 tipos: refractores y
reflectores● Parece que en 1550 se
desarrolló el primer prototipo del telescopio refractor, pero hasta agosto de 1609 fue Galileo quien estableció el telescopio como instrumento de observación astronómica
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InstrumentosInstrumentos● Hay instrumentos especiales que se pueden
adaptar a los telescopios ópticos● Dichos instrumentos nos permiten analizar la luz
visible de diferentes maneras● Los instrumentos más importantes son la placa
fotográfica, las cámaras electrónicas, los CCDs, el espectrógrafo, el fotómetro y las computadoras
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EspectrógrafoEspectrógrafo● El espectrógrafo descompone la luz de las
estrellas y sirve para obtener su espectro● Se puede usar un prisma, un conjunto de
prismas o una rejilla que consiste en una lámina de vidrio sobre la que se graban miles de líneas microscópicas paralelas
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FraunhoferFraunhofer
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Joseph von Fraunhofer (1787-1826)Joseph von Fraunhofer (1787-1826)● Nació 60 años
después de la muerte de Newton
● Estudió el espectro solar y vio que estaba cruzado por 600 líneas oscuras ahora llamadas líneas de Fraunhofer
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EspectroscopioEspectroscopio
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Joseph von FraunhoferJoseph von Fraunhofer● Lo que hizo fue simplemente interponer un prisma
en el camino de un telescopio por el que entraba luz solar (Newton no lo hizo de esta manera)
● Fue entonces que se abrió la puerta hacia la comprensión de las estrellas
Y para seguir hablando de estrellas, debemos entender primero cómo el átomo interacciona con la luz
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La interacción de la luz y la materiaLa interacción de la luz y la materia
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Absorción y emisiónAbsorción y emisión
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Espectro continuoEspectro continuo● Cuerpo negro es un cuerpo en equilibrio
térmodinamico y emite luz en todos los colores en función de su temperatura
● Si le ponemos un prisma a ese cuerpo negro, obtenemos un espectro continuo
● Se llama continuo porque no tiene ni un espacio vacío
d
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Tipos de espectroTipos de espectro
Espectro continuo+ líneas absorbidaspor el gasPrisma
Gasfrío
Líneas emitidaspor el gasPrisma
Gascaliente
Espectro continuoPrisma
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Tipos de espectroTipos de espectro
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Espectros de emisión en laboratorioEspectros de emisión en laboratorio
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Espectros de absorción en laboratorioEspectros de absorción en laboratorio
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Espectro de estrella y nebulosaEspectro de estrella y nebulosaLa estrella tiene una “lámpara” en suscapas internas y luego un “gas” que lo rodea,y lo que se obtiene es un espectro de absorción
La nebulosa no tiene una “lámpara” en suscapas internas pero sí tiene un “gas”,y lo que se obtiene es un espectro de emisión
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EstrellasEstrellas● Una estrella está hecha a partir de una gran cantidad de gas● Sus capas externas emiten de manera similar a un cuerpo
negro a la temperatura de la estrella y emite en todas las (esta sería la luz de la estrella)
● Por encima de la estrella hay una capa de gas a la que se le llama atmósfera estelar
● Cuando la luz de la estrella viaja a través de la atmósfera, los fotones de ciertas son absorbidos por la atmósfera y nunca llegan a nosotros
● El espectro de una estrella es uno de absorciónDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres www.rosamarthatorres.comwww.rosamarthatorres.com rosamarthatorres@gmail.com rosamarthatorres@gmail.com
Espectro estelarEspectro estelar● Los espectros de las estrellas nos dan mucha
información sobre ellas● Podemos identificar qué elementos absorben
estas y así saber qué elementos abundan en sus atmósferas.
● Además podemos usarlos para medir sus temperaturas y la fuerza de gravedad en ellas.
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Espectro del SolEspectro del Sol
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Espectro del SolEspectro del Sol
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Líneas de FraunhoferLíneas de Fraunhofer
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Espectros estelaresEspectros estelares
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Espectros de estrellasEspectros de estrellas
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Tipo espectralTipo espectral● Todas las estrellas de una temperatura dada tienen
similares espectros● Annie Jump Cannon clasificó los espectros según su
apariencia● Les puso nombres alfabéticamente, luego eliminó los
innecesarios● Al final quedaron 7 tipos espectrales:
– O, B, A, F, G, K, M● Y ahora los llamamos secuencia espectral
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Annie Jump Cannon (1863-1941)Annie Jump Cannon (1863-1941)
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Espectros de estrellasEspectros de estrellas● Las líneas de Helio sólo son visibles en el espectro de
estrellas calientes● Las bandas del Óxido de Titanio sólo son visibles en
estrellas frías● Podemos ser más precisos y dividir cada tipo espectral en
10 subtipos: A0, A1, A2... A8, A9● Al dividir en subtipos tenemos una precisión de 5% en el
estimado de la temperatura– Si el Sol es tipo G, tiene T=4,600–5,700°K– Si es tipo G2, tiene T=5,800°K
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Espectros de estrellasEspectros de estrellas
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Encontrando elementosEncontrando elementos● Si en la región amarilla del espectro del Sol
vemos una línea de 589 nm y otra de 589.6 nm
● El único átomo que puede producir este par de líneas es el Sodio
● Entonces el Sol tiene Sodio● Así se han identificado más de 90 elementos
en el Sol y en otras estrellasDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres www.rosamarthatorres.comwww.rosamarthatorres.com rosamarthatorres@gmail.com rosamarthatorres@gmail.com
Eliminando elementosEliminando elementos● No se puede asegurar que una estrella no tiene un
elemento si no vemos las líneas que le corresponden
● El elemento puede estar en la estrella, pero si la estrella es demasiado fría o caliente, no habrá electrones que quieran absorber o emitir fotones
● Ahora sabemos que casi todas las estrellas tienen 92% de Hidrógeno, 7.8% de Helio y sólo un 0.2% de elementos pesados
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Los espectros dicen muchoLos espectros dicen mucho
LÍNEAS DE BALMER Débil Media Fuerte Media Débil Muy débil Muy débil
LÍNEAS DEABSORCIÓN
Nitrógeno, Carbono, Helio,
Oxígeno
Helio, Nitrógeno Hidrógeno Metales: Hierro, Titanio, Calcio,
Estroncio, Magnesio
Calcio, Helio, Hidrógeno,
Metales
Metales, Óxido de Titanio
Metales, Óxido de Titanio
OTRASCARACTERÍSTICAS
Helio ionizado Helio neutro Calcio ionizado débil
Calcio ionizado débil
Calcio ionizado medio
Calcio ionizado fuerte
Óxido de Titanio fuerte
CLASE O B A F G K M
TEMPERATURA (°K) 28,000–50,000 9,600–28,000 7,100–9,600 5,700–7,100 4,600–5,700 3,200–4,600 1,700–3,200
COLOR Azul Blanco/azul Blanco Blanco/amarillo
Amarillo Amarillo/naranja
Rojo
MASA (Msol) 60 18 3.1 1.7 1.1 0.8 0.3
RADIO (Rsol) 15 7 2.1 1.3 1.1 0.9 0.4
LUMINOSIDAD (Lsol) 140,000 20,000 80 6 1.2 0.4 0.04
EJEMPLO Naos Rigel Sirio A Polaris A Sol Centauri B Gliese 581
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Tamaño de las estrellasTamaño de las estrellas
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FinFin
Presentación en:Presentación en:www.rosamarthatorres.comwww.rosamarthatorres.com
entrando en “Presentaciones de divulgación”entrando en “Presentaciones de divulgación”en el menú de la izquierdaen el menú de la izquierda
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Construyendo un espectroscopioConstruyendo un espectroscopio
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Lámpara fluorescenteLámpara fluorescente● Tiene un gas adentro, pero no un cuerpo
negro, por lo tanto, lo que ves es un espectro de emisión
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Líneas emitidaspor el gasPrisma
Gascaliente
Lámpara fluorescenteLámpara fluorescente● Consiste en un tubo de vidrio fino revestido interiormente
con diversas sustancias químicas compuestas llamadas fósforos (no contienen el elemento químico fósforo)
● Esos compuestos químicos emiten luz visible al recibir una radiación ultravioleta
● El tubo contiene además una pequeña cantidad de vapor de mercurio y un gas inerte, habitualmente argón o neón
● En cada extremo del tubo se encuentra un filamento hecho de tungsteno, que al calentarse al rojo contribuye a la ionización de los gases
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Lámpara fluorescenteLámpara fluorescente
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Lámpara fluorescenteLámpara fluorescente
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Espectro de una lámpara Espectro de una lámpara fluorescentefluorescente
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400 500 600 700 8000
1000
2000
3000
4000
Intensity (Counts)
Wavelength (nanometres)
1
2
4
512
6
7
8 9
10
11 13 14
15 1617 18
1920 21 22
3
Espectro de una lámpara Espectro de una lámpara fluorescentefluorescente
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FinFin
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