Radiación. La radiación electromagnética

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Yolanda Fernández Carrasco
hace 7 años
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1 Radiación Curso Introducción a las Ciencias de la Tierra y el Espacio II La radiación electromagnética Es el portador de la información de los objetos astronómicos. Es la forma en que la energía electromagnética emitida por los objetos astronómicos se transmite de un punto al otro del espacio, sin necesidad de una conexión física entre ambos puntos (es decir sin desplazamiento de materia). Para su análisis e interpretación aplicamos las leyes físicas tal cual las conocemos en la Tierra. Posee un carácter dual: puede describirse en términos de ondas electromagnéticas (fluctuaciones de campos eléctricos y magnéticos) o de partículas (fotones). Introducción a CTE II, Depto.de Astronomía, Facultad de Ciencias, UDELAR 2 1

Ejemplo de fenómeno ondulatorio (Fig. 3.2, Astronomy Today) La perturbación (debida al impacto de la piedra en el agua) se propaga alejándose del punto de impacto en la forma de ondas.

2 Ejemplo de fenómeno ondulatorio (Fig. 3.2, Astronomy Today) La perturbación (debida al impacto de la piedra en el agua) se propaga alejándose del punto de impacto en la forma de ondas. Cuando las ondas alcanzan a una ramita sobre la superficie del agua, parte de la energía de la piedra se transmite a la ramita, causando la oscilación de la misma. Observando la oscilación de dicho objeto, podemos inferir que una piedra ha caído en el agua y estimar la energía aportada por la piedra. No hay desplazamiento longitudinal del agua; sólo un movimiento transversal hacia arriba y hacia abajo a medida que pasa la onda. Introducción a CTE II (2011) 3 Las ondas electromagnéticas A diferencia de las ondas en el agua o las ondas de sonido (que necesitan un medio físico para propagarse), las ondas EM (por ejemplo la luz de una estrella o de una galaxia distante) pueden viajar a través del vacío del medio interestelar. Una estrella contiene partículas cargadas que se mueven produciendo fluctuaciones en el campo electromagnético. Las ondas EM resultantes viajan hasta encontrar partículas cargadas en nuestro ojo o en un detector CCD, las cuales responden vibrando en sintonía con la radiación recibida. Dicha trespuesta es lo que genera nuestra percepción de la radiación emitida por la estrella. Introducción a CTE II (2011) 4 2

3 Las ondas electromagnéticas (Fig. 3.9, Astronomy Today) Ejemplo: Partículas cargadas en una antena de televisión vibran en respuesta a la radiación electromagnética difundida por un transmisor distante. La radiación EM es producida por la oscilación de partículas cargadas en la antena transmisora. Las vibraciones en la antena receptora copian las oscilaciones del transmisor, permitiendo la recuperación de la información original (sonido e imágenes). Introducción a CTE II (2011) 5 Características de las ondas 5 La luz (radiación EM) viaja a una velocidad c ~ 3 10 km/s a través del espacio vacío en la forma de una onda. Las ondas están caracterizadas por un período (igual al inverso de la frecuencia f), una longitud de onda λ (c = λ f), y una amplitud. 9 Unidades de λ (rango óptico): 1 nm = 10 m, 1 Å = m. Unidades de f: 1 Hz = 1/s (Fig. 3.3, Astronomy Today) Introducción a CTE II (2011) 6 3

4 El espectro electromagnético Luz Visible: rango de la radiación EM que detecta el ojo humano (también conocido como rango óptico). Dentro del rango óptico podemos distinguir distintos colores (debidos a la reacción del ojo frente a las diferentes longitudes de onda que constituyen la luz): desde el violetaazul (λ ~ 400 nm) hasta el rojo (λ ~ 700 nm). Difracción de la luz: al pasar por un prisma, los rayos de luz blanca se refractan en mayor o menor medida según sus respectivas longitudes de onda (cuanto mayor es la longitud de onda, menor es el ángulo de refracción). De esta forma se obtiene el espectro de la luz. (Fig. 3.10, Astronomy Today) Introducción a CTE II (2011) 7 El espectro electromagnético La descomposición espectral de la luz de un objeto astronómico es la base de la espectroscopía, técnica fundamental utilizada en Astrofísica. El ojo humano es más sensible al verde-amarillo (λ = 550 nm). Esta longitud de onda corresponde al máximo de la emisión solar. El espectro EM abarca desde los rayos gamma (λ ~ m) 4 hasta las ondas de radio (λ ~ 10 m). La región visible del espectro sólo comprende una fracción pequeña de todo el espectro EM, el cual se divide en (de menor a mayor longitud de onda): rayos gamma, rayos X, rayos UV, visble, infrarroja (IR) y radio. Introducción a CTE II (2011) 8 4

5 (Fig. 3.11, Astronomy Today) Introducción a CTE II (2011) 9 El Sol en distintas longitudes de onda a) Luz visible b) Luz UV c) Rayos X d) Ondas de radio Estudiando las similitudes y las diferencias entre las distintas imágenes de un mismo objetos, los astrónomos pueden hallar pistas acerca de la estructura y composición del objeto. (Fig. 3.14, Astronomy Today) Introducción a CTE II (2011) 10 5

6 Opacidad Nuestros ojos son sensibles solamente a un minúscula porción de todas las distintas clases de radiación conocidas. Además, solamente una fracción pequeña de la radiación producida por los objetos astronómicos llega a nuestros ojos o detectores, en parte debido a la opacidad de la atmósfera terrestre. La opacidad de un material mide cuanta radiación es bloqueada por el material a través del cual se propaga la radiación (aire en el caso de la atmósfera terrestre). Cuanto más opaco es un objeto, menos radiación pasa a través de el: la opacidad es lo opuesto a la transparencia. Introducción a CTE II (2011) 11 Las ventanas atmosféricas La opacidad varía fuertemente con la longitud de onda. En la Fig (Astronomy Today) se muestra la opacidad de la atmósfera terrestre en función de la longitud de onda (o de la frecuencia). Se indican las regiones completamente opacas a la radiación, las completamente transparentes, y las de opacidad intermedia. Vemos que solamente las ondas de radio, algunas ondas infrarrojas, y la luz visible consiguen penetrar la atmósfera y alcanzar la superficie terrestre desde el espacio exterior Introducción a CTE II (2011) 12 6

7 Las ventanas atmosféricas Qué causa que la opacidad de la atmósfera varie a lo largo del espectro? Ciertos gases atmosféricos absorben radiación en forma muy eficiente a determinadas longitudes de onda (ejemplos): El vapor de agua (H2O) y el oxígeno (O2) absorben las ondas de radio con longitudes de onda menores a 1 cm. El vapor de agua y el dióxido de carbono (CO2) son fuertes absorbedores de la radiación IR. Los rayos UV, rayos X y rayos gamma son bloqueados por el ozono. Las nubes bloquean ocasionalmente la luz visible. La interacción entre la radiación UV del Sol y la atmósfera superior produce una delgada capa conductora de electricidad, conocida como la ionósfera, a unos 100 km de altitud. Esta capa refleja ondas de radio de longitudes mayores a unos 10 m (esto hace posible, por ejemplo, que algunas transmisiones de radio lleguen más allá del horizonte). Introducción a CTE II (2011) 13 Las ventanas atmosféricas Como resultado de la opacidad de la atmósfera terrestre existen solamente unas pocas ventanas, bien localizadas en el espectro electromagnético, donde la atmósfera de la Tierra es transparente. En gran parte de la región de radio, y en la región visible, la opacidad es baja, permitiendo el estudio del Universo desde la superficie de la Tierra. En ciertas partes de la región infrarroja la atmósfera es parcialmente transparente, permitiendo algunas observaciones desde la superficie, preferentemente desde las cimas de las montañas. Para el resto del espectro la atmósfera es opaca: las observaciones en rayos UV, rayos X y rayos gamma deben ser realizadas desde satélites por encima de la atmósfera. Introducción a CTE II (2011) 14 7

8 Próxima clase: Espectros continuos, formación de líneas de emisión o de absorción. Leyes de Kirchhoff. Conceptos básicos de fotometría: intensidad y flujo de radiación de una fuente (estrella), luminosidad, magnitudes absoluta y aparente. La hipótesis de Cuerpo Negro. Distribución espectral de la energía electromagnética de un CN. Aplicaciones en Astrofísica: leyes de la radiación de Wien y de Stefan. Introducción a CTE II (2011) 15 8

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