Clase 2 – Leyes de radiación. Ciencias de la Tierra y el Espacio 1 - 2014 Clase 2 – Leyes de radiación.

OBJETIVOS Después de esta clase el estudiante debe ser capaz de: Entender el concepto de espectro electromagnético y su relación con las observaciones a distintas longitudes de onda. Entender los procesos que absorben y generan radiación electromagnética en la Tierra y en el espacio. Las preguntas para pensar durante y después de la clase están asociadas al ícono

ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO. VENTANAS ATMOSFÉRICAS GENERACIÓN DE LÍNEAS: KIRCHHOFF CONTÍNUO: PLANCK, WIEN, STEFAN PASAJE DE LA RADIACIÓN A TRAVÉS DE GAS Y POLVO. EJEMPLO EN EL SISTEMA SOLAR. LA RADIACIÓN EN LA TIERRA

ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO: ¿qué podemos observar? Azul: 27 °C   Amarillo: 28 °C   INFRARROJO: 30 °C HERSCHEL Y ‘UN NUEVO COLOR’ (1800)

VIDEO DE NASA

ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO. VENTANAS ATMOSFÉRICAS GENERACIÓN DE LÍNEAS: KIRCHHOFF CONTÍNUO: PLANCK, WIEN, STEFAN PASAJE DE LA RADIACIÓN A TRAVÉS DE GAS Y POLVO. EJEMPLO EN EL SISTEMA SOLAR. LA RADIACIÓN EN LA TIERRA

VENTANAS ATMOSFÉRICAS: ¿desde donde podemos observar? SON REGIONES DEL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO QUE LA ATMÓSFERA TERRESTRE NO FILTRA.

VENTANAS ATMOSFÉRICAS: ¿estamos limitados a observar en esas regiones? ¿ Donde instalarías estos instrumentos de acuerdo a la longitud de onda de observación?

ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO. VENTANAS ATMOSFÉRICAS GENERACIÓN DE LÍNEAS: KIRCHHOFF CONTÍNUO: PLANCK, WIEN, STEFAN PASAJE DE LA RADIACIÓN A TRAVÉS DE GAS Y POLVO. EJEMPLO EN EL SISTEMA SOLAR. LA RADIACIÓN EN LA TIERRA

GENERACIÓN DE LÍNEAS: KIRCHHOFF ¿Qué otra información podemos obtener de los objetos distantes? JOSEPH VON FRAUNHOFER (1814) LINEAS ESPECTRALES DEL SOL GUSTAV ROBERT KIRCHHOFF (1859) Primera ley: Un sólido, un líquido o gas, denso y opaco, incandescente, emiten un espectro continuo. Segunda ley: Un gas enrarecido al ser excitado por calor o una corriente eléctrica emite un espectro discreto de líneas características de cada sustancia química. Tercera ley: Un gas a menor T interpuesto entre una fuente continua y un observador absorberá del espectro continuo radiación de la longitud de onda que emite al ser excitado. ¿ A que les recuerda?

REPRESENTACIÓN ESQUEMÁTICA DEL EXPERIMENTO KIRCHOFF - BUNSEN

¿ POR QUÉ OCURREN ESTOS FENÓMENOS? Los orbitales donde pueden estar los electrones están cuantizados, no pueden estar en cualquier lugar alrededor del núcleo. ¿Con qué criterio se definen las posiciones permitidas? E = h . ν = h . 1/α , h= 6.62606896 ×10 -34 J.s (constante de Planck) ¿Qué representan ν y α ? a) emisión b) absorción Video lámpara de Mercurio

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EMISIÓN TÉRMICA: CUERPO NEGRO Objeto ideal que tiene la propiedad de absorber toda la radiación que incide sobre el, sin reflejar nada. Esto no implica que no emita radiación. La emite de acuerdo a una curva característica que depende de su TEMPERATURA y es función de su frecuencia (o longitud de onda). - frecuencia [Hz = 1/s] - longitud de onda [m], T – Temperatura [K] h – Constante de Planck = 6.63 x 10-34 J.s k – Cte. de Boltzmann=1.38 x 10-23 J/K

LEYES DE RADIACIÓN ¿Cómo interpretan esto? Wilhelm Carl Werner Otto Fritz Franz Wien (1864 - 1928). En 1911 recibió el Premio Nobel de Física por su trabajo sobre la radiación térmica. LONGITUD DE ONDA DE MÁXIMA EMISIÓN ¿ Qué significa esto en el visible?

LEY DE WIEN: BUSCANDO LA LONGITUD DE ONDA DE MÁXIMA EMISIÓN Llamamos F λ (hablaremos de Flujo) a lo que definimos como I λ en las curvas de Planck ¿ Cómo encontramos un máximo?

LEY DE STEFAN: BUSCANDO EL FLUJO DE ENERGÍA Josef Stefan (1835 - 1893). Si integramos la intensidad en todas las direcciones y en todas las frecuencias obtenemos el FLUJO DE ENERGÍA o energía emitida por unidad de área y de tiempo en la superficie del cuerpo emisor:

LUMINOSIDAD: energía total emitida por unidad de tiempo LUMINOSIDAD: energía total emitida por unidad de tiempo. Para el caso de una estrella esferica: Intensidad: Energía emitida en la dirección normal a la superficie emisora por unidad de tiempo, por unidad de area, por unidad de frecuencia y por unidad de ángulo sólido Condición: emisión planckiana (equilibrio térmico) 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 .

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MEDIO INTERESTELAR (MI) AL MI LO PODEMOS ENCONTRAR COMO: Frio, denso, estado molecular, vinculado a la formación de estrellas. Caliente, tenue, en el espacio inter-nubes moleculares De acuerdo a la fase en que se encuentre puede emitir desde radio hasta X ¿CÓMO ESTÁ FORMADO? MEDIO INTERESTELAR (gas y polvo ): 10% de la masa de la galaxia POLVO: es el 1% del medio interestelar, 100 particulas por km3, granos de hasta 300 nm, absorbe visible y reemite en infrarrojo. Hidrocarbonos. Origen: condensacion en atmosferas K M o estrellas de carbono (convectivas con ciclo CNO) GAS: es el 99% del medio interestelar, 1 atomo/cm3, puede ser calentado, excitado, ionizado por estrellas proximas. Basicamente H y He. Nebulosa del Águila Video

CLASIFICACION DE NEBULOSAS DE GAS OSCURAS REFLEXION, reflejan el espectro de las estrellas próximas REGIONES HI, (hidrógeno neutro, 21 cm de? REGIONES HII, rodean a estrellas O, B? líneas de emisión con emisión térmica en radio. NEBULOSAS “PLANETARIAS”, similar a HII REMANENTES DE SUPERNOVA, líneas de emisión y contínuo no térmico en radio (sincrotrón)

TIPOS DE NEBULOSAS OSCURAS REFLEXIÓN Saco de Carbón (Cruz del Sur) Cabeza de Caballo (Orión) REFLEXIÓN Pleiades (Tauro)

TIPOS DE NEBULOSAS II EMISIÓN Y REFLEXIÓN Emisión Trífida (Sagitario) Eta Carinae (Carina) Nebulosa de Orión

TIPOS DE NEBULOSAS III Nebulosas Planetarias Remanentes de Supernovas Hélice (Acuario) Anillo (Lira) Cangrejo (Tauro) Remanente de supernova vista el 4 de Julio de 1054 Remanentes de Supernovas

POLVO INTERESTELAR

EFECTOS DEL POLVO EN LA LUZ EXTINCIÓN INTERESTELAR Nebulosa IC 2944. NASA DISPERSION Y REFLEXION La luz azulada se dispersa al reflejarse en el polvo interestelar. ENROJECIMIENTO EMISION ENTRE IR Y RADIO

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LOS PLANETAS: espectro observado = emisión + reflexión El objeto tiene una componente en el IR porque absorbe más luz azul que roja del Sol. Las líneas de absorción muestran que tiene dióxido de carbono en su atmósfera y las líneas de emisión nos dicen que su alta atmósfera es caliente. Por el pico en la radiación IR se puede calcular que su T. ¿QUE PLANETA ES?

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La luz en su pasaje por un medio denso Efectos: Absorción Dispersión Variación del camino óptico

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

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

EFECTOS ATMOSFÉRICOS: Centelleo Puedo escribir los versos más tristes esta noche.  Escribir, por ejemplo: " La noche está estrellada,  y tiritan, azules, los astros, a lo lejos".  El viento de la noche gira en el cielo y canta.  Pablo Neruda, Poema 20.

EFECTOS ATMOSFÉRICOS: Seeing

‘Cualquier tecnología suficientemente avanzada es indistinguible de la magia’ Arthur Clarke