LAS LEYES DE LA RADIACIÓN EN LA TIERRA Y EN EL ESPACIO Basada en presentación de Tabaré Gallardo y Mario Bidegain, Gonzalo Tancredi y Andrea Sánchez Facultad.

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1 LAS LEYES DE LA RADIACIÓN EN LA TIERRA Y EN EL ESPACIO Basada en presentación de Tabaré Gallardo y Mario Bidegain, Gonzalo Tancredi y Andrea Sánchez Facultad de Ciencias

2 OBJETIVO Aproximarnos a los procesos que absorben y generan radiación electromagnética en la Tierra y en el espacio.

3 RESUMEN 1. Generación de líneas: Kirchhoff 2. Contínuo: Planck, Wien, Stefan 3. Aplicaciones en estrellas: temperaturas y radios 4. Aplicaciones en Sistema Solar: temperaturas y composición 5. Generación de contínuo y líneas en estrellas, nubes y galaxias 6. La radiación en la Tierra

4 GENERACIÓN DE LINEAS: Leyes de Kirchhoff

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9 EL CONTÍNUO: Leyes de Planck, Wien y Stefan

10 1859 Kirchhoff: radiación de cuerpo en equilibrio térmico 1860 Kirchhoff y Bunsen: leyes de radiación 1879 Stefan: obtención empírica del flujo total 1893 Wien: ley de desplazamiento 1896 Zeeman: efecto y aplicación al estudio de manchas solares 1900 Planck: deducción teórica de la radiación de cuerpo negro 1906 Schwarzschild: teoría de campos de radiación estacionarios 1911 Rutherford: modelo de átomo con núcleo y nube de electrones 1913 Bohr: modelo del átomo de Hidrógeno 1916 Eddington: teoría de la constitución interna de las estrellas RESUMEN HISTÓRICO

11 Energía emitida por la superficie emisora por unidad de tiempo (dt), por unidad de area (dA), por unidad de frecuencia (d ), por unidad de ángulo sólido (d  ) Energía recibida por un detector en dirección que forma ángulo  con la normal Flujo (Densidad de Flujo) Integral de la intensidad en todas direcciones de I

12 Ley de Planck: medio (o cuerpo) en equilibrio térmico emitirá con: - frecuencia [Hz = 1/s] T – Temperatura [°K] h – Constante de Planck (6.63 x 10 -34 Js) k – Constante de Boltzmann (1.38 x 10 -23 JK -1 )

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14 = c / - longitud de onda [m] c – velocidad de luz (3x10 8 ms -1 )

15 Si integramos la intensidad en todas las direcciones y en todas las frecuencias obtenemos el Flujo o energía emitida por unidad de área y de tiempo: La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de la Ley de Planck Ley de Stefan Ley de Wien  - constante de Stefan (5.67x10 -8 Wm -2 K -4 )

16 La observación y la teoría concuerdan en que las estrellas a grosso modo están formadas por capas gaseosas concéntricas en equilibrio térmico. La intensidad de la emisión resultante de un medio como éste es la función de Planck la cual es independiente de las propiedades del medio, solo depende de su temperatura (aunque T dependerá de las propiedades del medio).

17 La temperatura deducida a través de esta expresión se conoce como Temperatura Efectiva de la estrella y se requiere conocer el radio y la luminosidad de la estrella. En realidad la radiación que recibimos es la suma de emisiones de diferentes capas superficiales a diferentes temperaturas pero el efecto total es equivalente al de una capa de temperatura Tef. Luminosidad: energía total emitida por unidad de tiempo. Para el caso de una ESTRELLA ESFERICA: Condición: emisión planckiana (equilibrio térmico)

18 La observación de la intensidad de las estrellas en función de la frecuencia concuerda muy bien con la curva de Planck. Ajustando las curvas de emisión estelares a las de Planck podemos estimar las temperaturas (Temp de brillo, Temp de color) de las ”superficies” que generan esa emisión observada. Luego podemos deducir el radio estelar.

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20 Ejemplo: radiación cósmica de fondo

21 APLICACIONES EN EL SISTEMA SOLAR: TEMPERATURAS Y COMPOSICIÓN

22 Radiación recibida en un planeta propagada en el vacío: la densidad de flujo (o “flujo”) decrece con el cuadrado de la distancia al Sol.

23 La energía absorbida por el planeta dependera de su Albedo :

24 Si el asteroide se encuentra a temperatura constante quiere decir que toda la energía absorbida es reemitida: y el espectro de emisión del asteroide será:

25 espectro observado = emisión + reflexión determinación de radio

26 Temperaturas de equilibrio en el sistema solar: Dependen básicamente de la distancia al Sol y del Albedo.

27 La luz en su pasaje por un medio denso Efectos: Absorción, dispersión y variación del camino óptico Absorción, dispersión y variación del camino óptico

28 Radiación a través de un medio absorbente. OPACIDAD L = Camino Libre Medio de los fotones Si D>>L, gran absorción Si D<<L, absorción despreciable

29 Las ventanas atmósfericas

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31 Ejemplo: atmosfera terrestre. D >> L (fotones en gamma, X, UV) D << L (fotones en visible)

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34 Las condiciones cambiantes

35 LA RADIACIÓN EN LA TIERRA

36 RADIACION SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA ATMOSFERA Y EN LA SUPERFICIE TERRESTRE

37 RADIACION SOLAR EN SU PASO POR LA ATMOSFERA

38 RADIACION TERRESTRE

39 RADIACION TERRESTRE EN SU PASO POR LA ATMOSFERA

40 BALANCE DE ENERGIA EN EL SISTEMA TIERRA-ATMOSFERA

41 RADIACION SOLAR ULTRAVIOLETA La banda biológicamente activa de la UV abarca las longitudes de onda comprendidas entre los 200 y 400 nm. Las longitudes de onda inferiores a 200 nm no tienen importancia biológica porque son absorbidas rápidamente por la atmósfera.  UV-C abarca desde 200 hasta 280 nm, también se le llama UV de onda corta, UV lejana o radiación germicida.  UV-B entre 280 y 320 nm, se la conoce como UV media o radiación de quemadura solar. Es la que tiene efectos biológicos más potentes. Solamente el 1% de la radiación solar está dentro de este rango y la mayor parte es absorbida por el ozono. Tiene gran interés porque pueden causar daño a nivel molecular.  UV-A entre 320 y 400 nm, también conocida como UV de onda larga, UV próxima o luz negra. Es importante en la generación fotoquímica del smog, en la decoloración y daño de los plásticos, pinturas y telas.

42 INSOLACION Y ESTACIONES

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48 BIBLIOGRAFIA: Astronomy Today: www.prenhall.com/chaisson Astronomia e Astrofisica: www.if.ufrgs.bf/ast Astronomy Notes, Nick Strobel: www.astronomynotes.com The Cosmic Perspective: www.astrospot.com