ESPECTROSCOPÍA Y MEDIO INTERESTELAR. Prof. Miriam Peña Seminario de Actualización para Profesores

Transcripción

1 ESPECTROSCOPÍA Y MEDIO INTERESTELAR Prof. Miriam Peña Seminario de Actualización para Profesores

2 INDIC E - Breve introducción histórica (Isaac Newton, Fraunhoffer y el espectro solar, experimentos de Kirchhoff y Bunsen) - La espectroscopía como herramienta - Espectros en línea de átomos y moléculas - Continuo de radiación: espectros de estrellas. El cuerpo negro y la temperatura estelar. Materia interestelar y su estudio por medio de sus espectros Nubes moleculares, Gas ionizado (nebulosas planetarias, regiones HII, remanentes de supernova) - La determinación de condiciones físicas y composición química -

3 Isaac Newton y el espectro solar Usó por primera vez la palabra espectro (Lat: "apariencia" o "aparición") en 1671 al describir sus experimentos en óptica: Un estrecho haz de luz solar incide sobre un prisma de vidrio triangular con un ángulo, una parte se refleja y otra pasa a través del vidrio, mostrando diferentes bandas de colores. La hipótesis de Newton era que la luz estaba hecha por corpúsculos de diferentes colores y que la diferencia en los colores era debido a la diferencia de velocidades de cada uno de ellos, de modo que en un medio transparente, la luz roja era más veloz que la luz violeta. El resultado es que la luz roja se doblaba (refractaba) menos que la luz violeta cuando Disco de de colores. pasaban a través del prisma, creando el espectro Newton El disco está pintado de colores siguiendo al arcoiris. Al girar rápidamente la manivela, se reconstituye la luz blanca del Sol.

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5 LONGITUD DE ONDA Y FRECUENCIA DE LA RADIACIÓN Luz: onda o partícula?? ONDA Y PARTÍCULA Luz con longitud de onda lambda (distancia entre máximos, λ (cm Å..)), tiene frecuencia ν (oscilaciones /s, hertz), tal que λ ν = c (velocidad de la luz) Su energía es E= hν (erg), donde h es la cte. de Plank λ grande, baja ν λ pequeña, alta ν

6 Bandas oscuras en el espectro solar El químico inglés William Hyde Wollaston fue la primera persona, en 1802, en reportar la existencia de una cierta cantidad de bandas oscuras en el espectro solar. En 1814, Fraunhofer redescubrió las líneas de forma independiente y comenzó un estudio sistemático y medición cuidadosa de la longitud de onda de estas bandas. En total, describió alrededor de 570 líneas y asignó a las bandas principales las letras de la A a la K, y a las más delgadas con otras letras. Es decir, el espectro solar es un continuo de radiación que va del violeta al rojo, es más intenso en la zona amarillo-verde y tiene franjas oscuras (falta de luz). Actualmente sabemos que el espectro solar se extiende desde longitudes

7 Interacción radiación materia Experimentos de Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen (1860) Tres leyes empíricas que describen la emisión de luz por objetos incandescentes: - Un objeto sólido caliente produce luz en espectro continuo. - Un gas tenue produce luz con líneas espectrales en longitudes de onda discretas que dependen de la composición química del gas. - Un objeto sólido a alta temperatura rodeado de un gas tenue a temperaturas inferiores produce luz en un espectro continuo con huecos en longitudes de onda discretas cuyas posiciones

8 LOS EXPERIMENTOS DE KIRCHHOFF Y BUNSEN MUESTRAN QUE CADA ELEMENTO QUÍMICO TIENE UN PATRÓN DE LÍNEAS CARÁCTERÍSTICO POR LO QUE SE PODRÍA DETERMINAR LA COMPOSICIÓN QUÍMICA DE LOS OBJETOS CON SOLO ANALIZAR SU LUZ!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! Inicios heroicos del estudio físico de los astros: la astrofísica ha nacido EL ESPECTRO SOLAR ES UN CONTINUO CON LÍNEAS EN ABSORCIÓN!! QUE SE PUEDE DEDUCIR DE ESTO, EN FUNCION DE LAS LEYES DE KIRCCHOFF Y BUNSEN??

9 Identificación de Líneas de Fraunhofer Letra Elem Lambda (nm) Letra Elem Lambda (nm) y O2 c Fe 495,761 Z O2 822,696 F H β 486,134 A O2 759,370 d Fe 466,814 B O2 686,719 e Fe 438,355 C Hα 656,281 G' H γ 434,047 a O2 627,661 G Fe 430,790 D1 Na 589,592 G Ca 430,774 D2 Na 588,995 h H δ 410,175 D3 (d) He 587,565 H Ca+ 396,847 E2 Fe 527,039 K Ca+ 393,368 b1 Mg 518,362 L Fe 382,044 b2 Mg 517,270 N Fe 358,121 b3 Fe 516,891 P Ti+ 336,112 b4 Fe 516,751 T Fe 302,108 b4 Mg 516,733 t Ni 299,444 De las líneas de Fraunhofer sabemos que en el Sol hay: hidrógeno, helio, oxígeno, sodio, fierro, manganeso, calcio, titanio, níquel..

10 ESPECTRO SOLAR CON ALTA RESOLUCIÓN ESPECTRAL Un análisis más detallado del espectro solar permite saber que el Sol contiene todos los elementos conocidos en la Tierra.

11 Emisión en línea en átomos Estructura de los niveles atómicos Transiciones de e entre niveles energéticos producen o absorben radiación de energía h. Transiciones ligado-ligado (emisión o absorción en línea emisión espontánea o inducida) Xi + h <--> Xj transiciones ligado libre (ionización o recombinación) Xi + h <--> X+ transiciones libre-libre (emisión o absorción en continuo, bremsstrahlung) e + p--> h

12 LINEAS EN EMISIÓN Y ABSORCIÓN DEL HIDROGENO En el visible se observa la serie de Balmer LINEAS EN EMISIÓN DEL CARBONO

13 ATOMO DE HIDROGENO Líneas de Fe (comparació n) Espectro de HD El espacio y la energía estan cuantizados en torno al núcleo Energía del nivel n: En = -C 1/n2 C = cte (m e4 / 32 π2 eo2 (h/2π)2) E1= ev Transiciones radiativas con energía hv= En2 - En1,, 1/ = /c = R (1/n12-1/n22), R= cm-1 cte de

14 ESPECTRO CONTINUO: EMISIÓN EN TODAS LAS LAMBDAS Se muestra la radiación solar fuera de la atmósfera, Se ha superpuesto la emisión continua de un cuerpo negro a 5900K. Hay un continuo con un máximo en aproximadamente 550 nm (luz verde-amarilla) y líneas en absorción. Se muestra la radiación solar que se observa a nivel del mar. La radiación que llega a nivel del mar ha sido

15 ESPECTRO CONTINUO: Emisión de cuerpo negro Ley de Plank. Propiedades: Ley de desplazamiento de Wien: λmax T = cte. Ley de Stefan-Boltzman Área bajo la curva = σ T4 Midiendo el máximo o el área se determina la temperatura del cuerpo

16 APLICACIÓN DE LA ESPECTROSCOPIA A LA ASTROFISICA: EL CASO DEL MEDIO INTERESTELAR Existen innumerables nebulosidades en el MI de las galaxias. Las hay brillantes y oscuras. Enormes y muy pequeñas. A veces brillan con luz propia. Otras, reflejan la luz de las estrellas vecinas.

17 NUBES MOLECULARES: Enormes nubes oscuras Contienen masa equivalente a miles (millones) de soles En su interior se forman las nuevas estrellas

18 Nebulosa del cono: formando estrellas

19 Más evidencias de formación estelar en nubes moleculares Proplyds en Orion Objeto Herbig Haro

20 COMO SE ESTUDIAN LAS NUBES MOLECULARES?? ES GAS DE BAJA DENSIDAD (10000 part/cm3) Y MUY FRÍO (20 K): EMITE LÍNEAS POR TRANSICIONES ROTACIONALES, VIBRACIONALES Y ELECTRÓNICAS DE LAS MOLÉCULAS Espectro molecular: transiciones rotacionales, vibracionales y electrónicas dan la apariencia de bandas.

21 Moléculas en el MI H2, CH, CH+, NH, OH, C2, CN, CO, SiO, CP, CS, NO, NS, SO,HCl, NaCl, KCl, AlCl, AlF, PN, SiN, SiS, SiO, CO+, SO+, HF, H3+, N2O, CH2, NH2, H2O, H2S, C2H, HCN, HNC, HJCO, HCO+, HOC+. N2H+, HNO, HCS+, C3, C2O, C2S, c-sic2, SO2, CO2, OCS, MgNC, MgCN, NaCN, NH3, H3O+, H2CO, H2CS, C2H2, HCNH+, H2CN, CH3COCH3, CH3C4CN, HC9N, HC11N,... La molécula más abundante es el H2, seguida por el CO (1 molécula de CO por cada de H2) Emisión de CO rotacional en algunas zonas de interés

22 DISTRIBUCION DEL H ATOMICO EN LA GALAXIA En 1958 se obtuvo la distribución de HI en la Vía Láctea por emisión de la línea de 21 cm La estructura espiral de la galaxia fue evidente. HIDROGENO ATOMICO Existen randes cantidades de H atómico en la galaxia. Distribuido en nubes de densidad de cm-3, temperaturas de K y masa de Msol. Por la baja densidad y temperatura el H emite en la transición entre los subniveles del estado base, 21 cm (radio frecuencias).

23 Ejemplo de transición muy prohibida: 21 cm del H neutro Probabilidad de transición por emisión espontánea A= s-1

24 Nebulosas brillantes: Regiones HII Calientes y ionizadas por estrellas jóvenes en su interior Gran Nebulosa de Orión Un `trapecio de estrellas

25 Otras nebulosas brillantes y ionizadas: las remanentes de supernova El Cangrejo (1054 dc)

26 Las nebulosas planetarias, cáscaras de gas ionizado alrededor de una estrella central caliente, son objetos brillantes y fáciles de observar. Se conocen varios miles en nuestra galaxia. Presentan diferentes tamaños (algunas décimas de pc), y formas (redondas, elípticas, bipolares, ), Representan un estado evolutivo avanzado de una estrella de masa tipo Sol.

27 Espectro típico de una nebulosa ionizada: El plasma caliente y de muy baja densidad emite radiación en líneas, del mismo modo que lo hace el gas de un tubo de neón del alumbrado público. Se identifican líneas de H, He y elementos pesados como O, Ne, N,... Por medio de estas líneas se pueden determinar las condiciones físicas (densidad y temperatura) del plasma y su composición química El plasma de las NPs, regiones HII y RSN es un excelente laboratorio para medir la composición química del gas de la galaxia y probar teorías de física atómica, física de plasmas, hidrodinámica, y de evolución estelar.

28 Espectro de una region ionizada (HII, PN, El plasmarsn, caliente..) y de muy baja densidad emite líneas (transiciones de los electrones entre los niveles de energía de los iones presentes en él). Las recombinaciones de H a nivel n dan origen a líneas de recombinación por transiciones a niveles más bajos de energía. Iones de elementos pesados emiten líneas de excitación colisional (transiciones prohibidas). Líneas recombinación: Hidrogeno: H, H, H, Helio: rec. He+ y He++ Líneas excitación colisional O++: 5007, 4959 O+: 3727 Ne++: 3869 N+: 6548, 6583 S+: 6717, 6731 El plasma tiene temperaturas típicas de K y densidades entre 100 y 1000 part/cm3

29 De que estan hechas las nebulosas? nebulosas Gracias al estudio de las regiones HII y planetarias sabemos que el gas de la Vía Láctea está constituido por H y He, y también hay pequeñas cantidades de elementos pesados: O, N, C, Ne, Si, S, Fe,... Sabemos que los elementos pesados se han formado en el interior de las estrellas y han sido eyectados al espacio en explosiones de supernova y como nebulosas planetarias. Las estrellas devuelven al medio interestelar un gas rico en elementos pesados. Así contribuyen a la evolución química de la galaxia y del Universo. Los constituyentes de nuestro cuerpo vienen de las estrellas!

30 Para despedirnos: Contemplemos la bella nebulosa Ojo de Gato (NGC6543) Cuantas distintas estructuras ha eyectado la estrella! Se ha estudiado la nebulosa a la par que su estrella central y hemos aprendido mucho de los procesos finales de las estrellas tipo solar. F I N

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32 Transiciones entre niveles de energía: Números cuánticosy Reglas de selección Nivel de energía caracterizados por nlms n: número cuántico principal, energia del nivel l: momento angular, 0, 1, 2, n-1 (s, p, d, g, h, ) m: número cuántico magnético m= 0, ±1, ±2, ±l s: spin, ±1/2 J=L+S momento angular total, j=l±1/2 Transiciones permitidas Reglas de selección dipolo eléctrico: l= ±1, m=0, ±1, s=0 O, en términos de j l= ±1, j=0, ±1 mj=0, ±1 Otras transiciones son prohibidas

33 Ancho de una línea y ancho equivalente Ancho equivalente: ancho de un rectángulo con area igual a la línea y alto igual al continuo.

34 Si la radiación polarizada viaja a traves de un campo magnético, rota la dirección de polarización: Rotación de Faraday.

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36 Otros mecanismos de emisión de interés en astronomía Emisión MASER Emisión LASER Emision sincrotrón

37 LA ECUACION DE TRANSPORTE DE LA RADIACION Si el medio tiene opacidad (cm-1), la luminosidad disminuye dl= - L dr Se define espesor óptico, d = dr Por tanto dl = - L dt Integrando: L = Lo e- El medio también emite con coeficiente de emisión j (erg cm-3 Hz-1 s-1 sterad-1)

38 Isaac Newton y el espectro solar Disco de Newton Espectro del carbono

39 Perfiles de líneas Las líneas no son infinitamente delgadas. Ancho natural: Niveles de energía con cierto ancho Principio de incertidumbre x p h/2 E t h/2 Si T tiempo de vida de estado excitado E h/(2πt) ~ E / h Ancho de línea = 2π/h ( Ei + Ef) Produce un perfil I = /2π Io /{( - o)2 + 2/4} es el FWHM Io intensidad total El perfil se ensancha por movimiento de los átomos (ancho Doppler).

40 MAS ECUACION DE TRANSPORTE!!! (Y FIN DE CAPITULO)