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Cuerpo Negro
- A medida que el objeto se calienta, se hace más brillante ya que emite más radiación electromagnética (luz).
- El color (o la longitud de onda dominante) cambia con la temperatura.
Objetos fríos emiten en longitudes más largas.
Objetos calientes emiten en longitudes de onda más cortas.
infrarrojo
rojo
amarillo
azul
violeta
ultravioleta
Un cuerpo negro es un objeto ideal que, cuando está frío, absorbe toda la radiación incidente y no refleja nada,
pero como está caliente, emite radiación.
- La emisión de un Cuerpo Negro depende solamente de su temperatura.
- Curva intensidad vs. longitud de onda para un Cuerpo Negro se llama función de Planck
- Max Planck 1900.
- El color de la radiación electromagnética determina su temperatura.
- Importancia astronómica: las estrellas parecen cuerpos negros. Por ejemplo, el Sol.
- Aunque emite en todas longitudes de onda, el máximo de la radiación solar ocurre en el visible.
Leyes de Radiación
Flujo de un cuerpo negro es la energía emitida por m2 por segundo.
Flujo es una medida del brillo.
Ley de Stefan-Boltzmann:
Ley de Wien
La Ley de Wien relaciona la longitud de onda máxima con la temperatura del Cuerpo Negro:
Cte = 29000 si las unidades son A y K.
Propiedades del Cuerpo Negro
Tarea
Espectro del Sol
En el Sol se observan líneas espectrales superpuestas al espectro del Cuerpo Negro (continuo)
Tsol= 5.800 K
Líneas de Fraunhofer
Experimento Kirchhoff-Bunsen
- Robert Bunsen 1850: si un elemento químico es calentado y vaporizado, su espectro exhibe líneas brillantes.
E.g. Si quemas sal, ves las líneas de Na y de Cl.
- Cada elemento químico produce su propio patrón de líneas espectrales.
Con esto, es posible identificar los elementos
- Norman Lockyer 1868, al observar la alta atmósfera en un eclipse solar, descubre la línea del He en el espectro
del Sol (el Sol contiene He).
- Espectrógrafo
Leyes de Kirchhoff
Gustav Kirchhoff (1824-1887)
Ley 1:
Un objeto caliente, o una nube de gas densa caliente, produce un espectro continuo.
Ley 2:
Un gas incandescente, caliente, produce un espectro de líneas de emisión.
Ley 3:
Un gas frío enfrente de una fuente de luz continua, produce un espectro de líneas de absorción.
Ley 2: Un gas incandescente, caliente, produce un espectro de líneas de emisión.
Espectros de emisión de elementos
Cada elemento tiene líneas en longitudes de onda específicas, y distintas de los otros elementos
Podemos saber la composición de un gas (aunque el gas esté a distancias astronómicas!).
Ley 3: Un gas frío enfrente de una fuente de luz continua, produce un espectro de líneas de absorción.
Espectro de un Gas de Hidrógeno en la Atmósfera del Sol
- Líneas intensas de Hidrógeno atmosférico aparecen en absorción.
- Continuo solar aparece en emisión.
- El Sol está hecho mayormente de H y He.
Emisión y Absorción
- Panel superior: Líneas de Sodio en emisión.
- Panel inferior : Líneas de Sodio en absorción.
- Aparecen exactamente en la misma longitud de onda.
Espectro Contínuo
Gas caliente
Naturaleza Ondulatoria
- Panel superior, porción del espectro del Sol (420 - 430 nm)
Se ven muchas líneas espectrales.
- Panel inferior, espectro de Hierro (Fe) vaporizado.
Notar que hay algunas líneas que coinciden.
Esto prueba que hay Hierro en el Sol.
Espectro de líneas de Emisión
Gas frío
Espectro de líneas de Absorción
Espectro de Moléculas
- La interpretación de algunos espectros estelares no era tan simple.
- Los espectros de moléculas son más complicados que los espectros atómicos. Ejemplo, espectro del H2 comparado
con el espectro del H.
- Pero por qué son así los espectros de los distintos elementos? La respuesta está en la estructura atómica.
Atomos
- El filósofo griego Demócrito propuso que la materia está compuesta de partículas elementales indivisibles llamadas
átomos. Los elementos no pueden transmutarse en otros: alquemia.
- Combinaciones de átomos forman moléculas. Las moléculas son las que reaccionan químicamente para formar
compuestos (e.g. NaCl).
- MODELO DE RUTHERFORD: En 1919, Rutherford hizo experimentos bombardeando una lámina de oro delgada
con una fuente radiactiva, y encontró que la mayoría de las partículas atravesaban la lámina como si ésta fuera
casi vacía. Dedujo que el átomo tiene electrones de carga negativa que orbitan el núcleo, y que el núcleo (neutrones
y protones de carga positiva) contiene la mayoría de la masa.
El Núcleo Atómico
- El átomo más simple es el Hidrógeno.
•Su núcleo consiste en una carga positiva, protón p+.
•Alrededor del protón orbita un electrón e-, que tiene carga idéntica al p+ pero negativa.
•La masa del p+ es aproximadamente 2000 veces mayor que la del e•Cargas opuestas se atraen, por lo que la fuerza electromagnética mantiene ligado el átomo. Por qué no se pegan
el p+ con el e- ?
- Hay muchos tipos de átomos
•He (Helio) 2 p+ y 2 neutrones n (partículas con una masa un poco mayor que el protón pero con carga neutra).
•Hay 2 e- orbitando alrededor del núcleo.
- El elemento específico se determina por el número de protones: H (1), He (2), C (6), O (8), Fe (26), etc.
- Isótopos son átomos con distinto número de n, por ejemplo 1H (p), 2H (deuterio, n+p+), 3H (tritio, n+n+p+), etc.
- Iones son átomos con distinto número de e- (HI, HII, etc).
Atomo de Bohr
Problema con el modelo de Rutherford
- De acuerdo a la teoría de Maxwell, el e- al orbitar alrededor del núcleo, debería irradiar energía constantemente,
y su órbita debería decaer, lo que no ocurre.
Niels Bohr (1885 - 1962) propuso que para entender el espectro del átomo de hidrógeno hay que pensar en que
sólo ciertas órbitas son posibles, y que el e- en su órbita no emite radiación.
- e- saltan de órbitas emitiendo o absorbiendo energía.
- salto de una órbita mayor a una menor hay una emisión de un fotón hn, y el átomo pierde energía.
- salto de una órbita menor a una mayor hay una absorción de un fotón hn, y el átomo gana energía.
Orbitas en el modelo de Bohr
Sólo ciertas órbitas son posibles. La energía ganada o perdida en un cambio de órbita es la diferencia de energía
de las órbitas.
Niveles de Energía del H
Analogía con una escalera.
La separación de los niveles de energía es:
1/n 2
Atomo
- En realidad, la mecánica cuántica predice que en lugar de una órbita de tipo planetaria, el electrón se encuentra
en una nube alrededor del núcleo.
- El Principio de Incertidumbre de Werner Heisenberg (1927) dice que no podemos precisar simultáneamente la
posición y la velocidad del electrón.
Absorción y Emisión de un fotón
Cuando un electrón salta de una órbita a otra, absorbe o emite un fotón de energía E=hn.
Ejemplo: para emitir o absorber un fotón Ha, el electrón tiene que saltar entre la 2a y 3a órbita.
Formación de Líneas Espectrales
Para el hidrógeno, las líneas de la serie de Balmer son formadas cuando el electrón salta al nivel 2, y tienen
longitudes de onda dadas por,
Si n=3, longitud = 656 nm
En longitud = 365, n
En general,
donde n y m son números naturales, con n>m
y R=1.097x107, si la longitud de onda está en metros.
Efecto Doppler
- Christian Doppler 1803-1853.
- Acortamiento o alargamiento de las longitudes de onda dependiendo del movimiento relativo fuente – observador.
- Es una propiedad de las ondas (e.g. el sonido).
- Si un objeto se acerca, la luz se corre al azul.
- Si un objeto se aleja, la luz se corre al rojo.
- Definimos “redshift”.
- Ojo: V = Vrelativa
- El efecto Doppler de las líneas espectrales nos permite medir las velocidades radiales.
Intensidad
Ancho de Líneas
- Algunos átomos se mueven hacia el
observador, mientras que otros se alejan de
él. Esos absorben energía más al azul y más
al rojo del centro de la línea, respectivamente,
debido al efecto Doppler.
- El resultado de la emisión combinada de
muchos átomos es el ensanchamiento de la
línea espectral:
Ancho
Frecuencia
Efecto Doppler
- Efecto Doppler observado en estrellas binarias.
- Se invierte la posición de las líneas como resultado del movimiento orbital.
- Podemos saber que es una binaria, aunque no se vea la compañera.
- Podemos medir períodos, semiejes, y hasta masas en algunos casos.
Información Espectral
La espectroscopía es la herramienta más poderosa de la Astronomía.
Característica Espectral
Información Obtenida
Máximo del espectro continuo
Líneas presentes
Intensidad de las líneas
Ancho de las líneas
Temperatura (Wien)
Composición
Composición, Temperatura
Temperatura, rotación, densidad, campo
magnético, V (turbulencia)
Velocidad radial
Efecto Doppler