Astrofísica

¡Gracias por acompañarme! Yo soy el profesor León Régulo y voy a hablarles a ustedes acerca de la “Astrofísica” Mientras la Astronomía intenta explicar los movimientos que tienen los astros, la Astrofísica los encara como entes físicos. Surge ante la necesidad de dar una explicación física a los fenómenos observables en el Universo. Es una ciencia experimental pero también teórica. Observa fenómenos, intenta reproducirlos en el laboratorio, y saca conclusiones sobre los resultados obtenidos. Como el estudio de los astros se hace a distancia, la Astrofísica formula hipótesis sobre lo que no se accede directamente. Uno de sus mayores logros fue saber la composición química de las estrellas por análisis de su luz.

Luminosidad y brillo La “luminosidad” es la cantidad total de energía que una estrella radia al espacio y es directamente proporcional a su tamaño y temperatura . Se expresa con una cantidad numérica llamada “magnitud absoluta”.

Luminosidad y brillo Pero no toda esa energía llega al ojo humano sino una pequeña parte que llamamos “brillo”. Cuanto más lejos esté la estrella, más se dispersará su luz y menos rayos entrarán en nuestros ojos; ya vimos que el brillo es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Este brillo se expresa con otra cantidad numérica: la “magnitud aparente” . O sea que las estrellas muestran un brillo aparente y no real, debido a su distancia. Dados los distintos tamaños, temperaturas y distancias, de las estrellas, no se pudo hacer una evaluación, simplemente mirándolas.

Magnitud límite del ojo (6) Escala de magnitudes Magnitud límite del ojo (6) Marte Júpiter Mintaka No visibles a simple vista -27……..…-20…..….-15……...-10……...-5……...0…..….5……...10……...15……...20……...25……… Luna llena Venus Sirio Kapteyn’s Próxima Ya en tiempos antiguos se habían catalogado los astros en “magnitudes” según se los veía brillar. La escala original comprendía solo seis categorías: de 1ra (los más brillantes) a 6ta, (que constituye la magnitud límite para el ojo humano). La invención del telescopio y del fotómetro, modificó la escala discriminándose mejor los astros de mayor brillo, para lo cual fue necesario crear magnitudes negativas. Como los telescopios han captado estrellas muy débiles en brillos, la escala creció también más allá de la 6ta magnitud.

+ brillo B+7 2,512 veces -27……..…-20…..….-15……...-10……...-5……...0…1..….5……...10……...15……...20……...25 100 veces A -1 100 x 100 = 10.000 veces 100 x 100 x100 = 1.000.000 veces En la “escala de magnitudes”, cada 5 lugares el brillo cambia 100 veces, Cada lugar indica una variación de brillo de: 100 = 2,512 veces Así, una estrella de 1ra es 2 veces y media más brillante que una de 2da, que a su vez es 2 veces y media más brillante que una de 3ra, etc. Para saber que tanto más brillante es un astro que otro, no hay más que contar cuántos lugares hay entre ambos y luego elevar 2,512 a ese número como exponente. Por ejemplo: entre las estrellas A y B cuyas magnitudes son -1 y +7, hay 8 lugares, por tanto A resulta ser: 2,512 veces más brillante que B 5 8

Efectos atmosféricos La atmósfera terrestre, dispersa las componentes de la luz según su long. de onda. Las long. Violetas y azules son las que más se dispersan por ser las más pequeñas, dándole la tonalidad celeste a la bóveda. El Sol se verá amarillento. Recorridos de la luz Pero si el astro está en el horizonte, la luz que nos llega hace un recorrido más largo dentro de la atmósfera aumentando así la dispersión del resto de los colores. Por eso el Sol se enrojece porque el rojo es el más resistente a la dispersión. Debido a la refracción de la luz, la atmósfera obra como un lente aumentando el tamaño y la altura de los astros. Todos estos efectos son nulos para astros en el cenit y máximos para astros en el horizonte

Polución lumínica La iluminación artificial mal direccionada (hacia arriba) hace que la luz se refleje en la atmósfera generando una cortina luminosa que dificulta el ver los astros. Como consecuencia, los habitantes sobre todo de las grandes metrópolis, van progresivamente perdiendo contacto con el cielo nocturno, hasta resultarles algo extraño con lo que ellos no tienen relación alguna. El límite del ojo está para ellos antes de la 6ta magnitud.

Las nubes constituyen el clásico obstáculo de la observación Las nubes constituyen el clásico obstáculo de la observación. Por eso se procura emplazar los observatorios en lugares altos, en montañas, donde ciertas nubes quedan por debajo, aumentando la posibilidad de cielos diáfanos.

Escala de luminosidades Magnitud absoluta -10…..…...-5…..…...0…....….5…..…...10…….....15…………..20 Luminosidad (veces) 1.000.000 10.000 100 1 1/100 1/10.000 1/1.000.000 Más luminosas que el Sol menos luminosas que el Sol Al estar las estrellas a diferentes distancias, no es posible hacer comparaciones entre ellas. Fue necesario que los astrónomos las ubicaran en teoría todas a 10 parsecs (32,6 AL) y calcularan cuánto se las vería brillar a esa distancia única. La magnitud resultante es lo que se llama “magnitud absoluta” y a través de ella, sabremos qué tan luminosa es cada una. La magnitud absoluta (M) se determina por la fórmula : M = mv + 5 – (5 x log d) donde “mv” es la magnitud aparente (brillo) y la distancia (d) se debe expresar en parsecs. El Sol resultó ser una estrella de 5ta magnitud absoluta. Utilizándolo como estrella modelo, su luminosidad (L) vale 1.

Imágenes de la ranura para diferentes long. De onda Conociendo la composición de las estrellas: espectros Cada elemento químico es capaz de absorber y emitir radiaciones electromagnéticas, pero solo en algunas longitudes de onda. A baja temperatura, un elemento en estado gaseoso que recibe energía, absorbe algunas radiaciones, presentando así un “espectro de absorción”. El mismo elemento gaseoso excitado energéticamente, emite las mismas radiaciones que absorbe; este es su “espectro de emisión”. Ambos espectros son característicos de ese elemento y por tanto cualquiera sirve para identificarlo. Como en los instrumentos (espectroscopios), la luz suele pasar por una ranura, es común visualizar los espectros con líneas (de emisión o absorción) que no son más que imágenes de dicha ranura. Imágenes de la ranura para diferentes long. De onda Espectro del gas excitado luz Tubo con gas excitado emitiendo luz Luz ranura

Tubo con gas de mercurio excitado Gas de mercurio a baja temperatura Los elementos químicos en estado sólido, líquido y gases a alta presión, producen espectros continuos, en incandescencia (todas las long. de onda). Los gaseosos a baja presión, los producen discontinuos (algunas long. de onda). Sólido incandescente Espectro de emisión del mercurio Tubo con gas de mercurio excitado Espectro de absorción del mercurio Gas de mercurio a baja temperatura

Como cada elemento químico produce sus propios espectros, es posible detectar cuáles se encuentran presentes en una estrella, analizando la luz que nos llega de la misma. Nótese las diferencias entre uno y otro, según la tabla que aparece abajo. Helio Argón Neón Sodio 350 400 450 500 550 600 650 700 750 l en nanómetros

Composición química del Sol H G F E D C B A El estado del Sol al ser de gases a alta presión, produce un espectro continuo. Pero su atmósfera genera por absorción de energía, algunas discontinuidades conocidas como “líneas de Fraunhoffer”. Se designan con letras y corresponden a los siguientes elementos químicos: A y B son de origen terrestre provocadas por el oxígeno de la atmósfera; las otras corresponden a los elementos del Sol C: hidrógeno D (1 y 2): sodio E: hierro F: hidrógeno G: hierro H: calcio Se calcula que el Sol estaría formado en un: 70 % de Hidrógeno 29 % de Helio 1 % todos los elementos conocidos.

Leyes de la radiación Del total de energía que incide en un cuerpo, una parte es reflejada y otra absorbida, pudiendo a veces otra parte atravesar el cuerpo (transparencia). De esta energía que se absorbe, una parte es radiada al exterior (emisión) y otra retenida, lo que determina la temperatura del cuerpo, que se expresa en Kelvin (K). Así un cuerpo a 0 K (-273º C), no puede radiar energía (simplemente porque no la tiene. Energía transparentada Energía reflejada Energía absorbida

Si el cuerpo refleja toda la energía, resulta ser “blanco” Si el cuerpo refleja toda la energía, resulta ser “blanco”. Algo así como un espejo. Pero si absorbe toda la energía (absorbente perfecto) es un “cuerpo negro” como en teoría la entrada de un túnel. En la naturaleza no existen cuerpos perfectos. Ni perfectamente verdes, ni transparentes, ni blancos o negros. Solo encontramos aproximaciones. Las “leyes de la radiación” son aplicables a los “cuerpos negros”, que al absorber toda la energía, también pueden emitir toda la energía en sus diferentes longitudes de onda (l) siguiendo las leyes de los espectros; o sea que se comportan como “emisores perfectos”. El Sol es un cuerpo negro, aunque no perfecto. Así podemos analizar a las estrellas a la luz de las leyes que nos enseñan sobre el comportamiento de los cuerpos negros

Ley de Stefan Considerando una unidad de superficie de un cuerpo negro, ésta emitirá por segundo, un total de energía (o flujo “F”) directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura del cuerpo. F = sT cuando la superficie es de 1 m Así la luminosidad, de una estrella, o sea el total de energía que esta emite por cada segundo, resulta ser: Flujo x Superficie. Y considerándolas esféricas: L = 4p R x sT Cualquier variación de temperatura por pequeña que sea, hace variar mucho la luminosidad. Como el radio de la estrella (R) aparece en la ecuación, es posible calcular su tamaño. Evidentemente, a igualdad de temperaturas, la luminosidad será mayor en las estrellas de mayor superficie. 4 Unidad de superficie -8 2 4 R s = 5,67 x 10 vatios/m K (constante de Stefan) 2 2 4

Ley de Wien: La emisión de energía de los cuerpos negros no es pareja en todas las radiaciones sino diferenciada. Para cada temperatura a la que el cuerpo se somete, hay una radiación con un valor de longitud de onda, que resulta más emitida que el resto y conocida como: “longitud de onda pico” o “de máxima emisión (lm)”. Si se conoce este valor (que se determina experimentalmente), se puede calcular la temperatura del cuerpo negro, aplicando la ley de Wien: T = 2.900.000 / l m El valor 2.900.000, es constante si lm se expresa en nanómetros (nm). NOTA: algunas longitudes (l) como las de las radiaciones luminosas, son tan pequeñas, que se ha hecho necesario usar unidades especiales para expresarlas como el nanómetro (nm) que es la mil millonésima parte del metro. 1 nm = 10 m = 0,000000001 m -9

La emisión de energía de los cuerpos negros queda representada gráficamente en las llamadas Curvas de Radiación ( o curvas de Planck). Para cada temp. hay una long. de onda más intensa (pico) que se detecta experimentalmente. Luego podemos calcular gracias a la ley de Wien, la temperatura del cuerpo emisor. Para el Sol, el pico de emisión lm = 510 nm, lo que correspondería a una temperatura de unos 5700 K aproximadamente.

Relación temperatura-color Si bien el pico emisor del Sol está en el verde, no se puede ver al Sol de ese color porque nos llega al ojo casi la misma cantidad del resto de los colores. El Sol es pues una estrella “blanca”. Pero la atmósfera, al dispersar cada color de distinta forma, hace que lo veamos amarillento y hasta rojizo en los crepúsculos. Las estrellas de menor temperatura que el Sol, tendrán su pico emisor desplazado hacia el rojo y se las verá amarillas, anaranjadas y rojizas. Las de mayor temperatura por el contrario serán azuladas y hasta azul-violáceas.

Fin