Radiación
¿que información recibimos del cielo?
Mag. Andrea Sánchez (DA- FC)
Cátedra Alicia Goyena
Mayo del 2002
Radiación: información que llega desde el
cielo.
– Los objetos de estudio de la Astronomía son objetos lejanos (por
ej. viajando a c):
• Luna: 1 segundo
• Sol: 8 minutos
• Próxima Centauri: 4.3 años
– Debemos analizar los portadores de información, aplicar las leyes
de la física (como las conocemos en la Tierra) para interpretar la
radiación electromagnética que nos llega de nuestros objetos de
interés.
– Radiación: cualquier forma en que la energía se trasmite de un
punto a otro del espacio, sin necesidad de conexión física.
– Electromagnética: la energía se transporta en forma de campos
eléctricos y magnético fluctuantes.
• Luz visible: tipo particular de radiación para la cual el ojo humano es
sensible (tenemos detectores para la luz).
• Vemos distintos colores porque nuestros ojos reaccionan de manera
diferente a distintas longitudes de onda. Al pasar por un prisma los
rayos de luz de diferentes longitudes de onda se refractan diferente.
(fig 3.10)
• Ejemplo:
– luz roja: l = 7 . 10E –7 m
– luz violeta: l = 4. 10 E –4 m
• Nuestros ojos tienen mayor sensibilidad para l = 5500 A (verdeamarillo) que coincide con el máximo de la emisión solar.
• Radiación electromagnética invisible: rayos gamma, rayos X, UV, IR,
Ondas de Radio.
• Todas viajan a la velocidad de luz.
• Conforman el espectro electromagnético (fig. 3.11)
Fig. 3.10: difracción de la luz
Fig 3.11 : visible (sólo una fracción)
Longitudes de onda involucradas
Ventanas atmosféricas
Opacidad atmosférica
• Ya vimos que tenemos detectores sólo para una pequeña fracción del
EEM.
• Además: sólo una fracción de la radiación llega a nosotros debido a la
opacidad selectiva de la atmósfera terrestre.
• Mayor opacidad implica que menor radiación atraviesa la atmósfera.
(fig. 3.11).
• Causas de la opacidad:
–
–
–
–
–
Vapor de agua y oxígeno: ondas de radio con l < 1 cm.
Vapor de agua y CO2 : absorben radiación IR (recordar)
Ozono: UV, rayos gamma, rayos X
Visible (imprevisto y cotidiano) : nubes
Interacción UV solar con alta atmósfera: ionósfera (capa conductora a 100 km)
Refleja l > 10 m análogo a un espejo (transmisiones AM).
• Ventanas atmosféricas: Visible, Ondas de radio (parte), IR (poca
humedad).
Distribución de la radiación: la hipótesis de
cuerpo negro.
• Intensidad: cantidad de radiación en cualquier punto del espacio.
• Si grafico I vs l (o frecuencia) : curvas de Planck. (fig 3.12).
• Esta gráfica está asociada a la radiación de cuerpo negro: absorbe
toda la energía recibida y reemite lo mismo que absorbió.
• La curva de Planck no cambia de forma, sí de ‘posición’) (fig. 3.13)
• Ejemplo de metal caliente.
• Leyes de radiación:
– Ley de Wien: lM = 0.29 cm / T
– Ley de Stefan-Boltzman: F = s T4
(T en K)
– Para la ley de Stefan se considera el flujo de energía (energía /m2 . s) y s =
5.67.10(- 8) W/m2 K4
Aplicaciones astronómicas
El Sol en distintas l: a) visible b)UV c) rayos X d) ondas de radio
Fig 3.15
Las curvas de Plank y el máximo de emisión para:
a) Nube de gas
b) Estrella joven
c) Sol
d) Cúmulo estelar (omega Centauro)
T = 60,600,6000 y 60000 K respectivamente
Lineas espectrales
• Espectro: descomposición de la radiación en sus longitudes de
onda constitutivas.
• Continuo: por ejemplo una bombita emite mayormente en el
visible, con un espectroscopio se ve el arco iris.
• Líneas de emisión: tengo una recipiente transparente con
hidrógeno gaseoso y hago una descarga: algunas líneas brillantes
características de cada elemento. (fig 4.3)
• Líneas de absorción: para un elemento dado están en el mismo
lugar (igual l) que las de emisión. (fig 4.4, 4.6)
• Leyes de Kirchoff:
– Sólidos o líquidos a alta densidad : contínuo
– Gas caliente a baja densidad : emisión
– Gas a menor T: absorción
Fig. 4.3 Líneas de emisión de algunos elementos
Fig. 4.4 El espectro solar
Fig. 4.5 Emisión – absorción del
doblete del Na.
El origen de las líneas espectrales
• Supongamos la situación de una fuente de contínuo a la que se
interpone gas a menor T (ej: interior y capas exteriores de una
estrella).
• El coninuo tiene fotones (cuantos de luz) de todas las energías, pero la
mayoría no van a interactuar con los átomos de gas, solamente se
absorberá energía de aquellos que provoquen transiciones en los
orbitales atómicos desde un estado a otro (fig 4.10)
• Los fotones de energía adecuada excitarán al gas y generarán las
líneas de absorción (que indican los niveles de orbitales entre los
átomos del gas).
• Los átomos excitados rápidamente vuelven a su estado base, pero:
– La emisión de fotones correspondiente es en cualquier dirección
– En cascadas hasta el estado base
• Un segundo detector podría registrar esto como re-emisión del gas
Fig. 4.10 : El origen de las líneas espectrales
Venus: el efecto invernadero.
Balance térmico en las atmósferas de a) la Tierra y b) Venus
¿Qué ocurrió en Venus?
Planetología comparada
• El 96 % de la atmósfera es CO2 (gas por excelencia del efecto invernadero junto con
el vapor de agua). Absorbe el 99% de la radiación emitida por la superficie.
• En la Tierra: la atmósfera no es primordial, hay una atmósfera secundaria debido a la
actividad volcánica, data de 4000 millones de años.
• El Nitrógeno terrestre fue liberado a la atmósfera por la acción de la luz del Sol en
los compuestos que lo contienen, además que el agua condensó y el Co2 se disolvió
en agua líquida.
• El CO2 remanente se combinó con las rocas.
• Gran parte de nuestra atmósfera secundaria pasó rapidamente a formar parte de la
superficie.
• Si liberaramos el CO2 de los océanos y las rocas, nuestra atmósfera tendría 98 % de
este compuesto y sería 70 veces la actual.
• Venus está mas cerca del Sol, entonces el agua no condensó (mayor T), por lo tanto
el CO2 no se disolvió y se mantuvo en la atmósfera. El efecto invernadero comenzó
a ‘funcionar’ inmediatamente y se retroalimentó (runaway greenhouse)
• La molécula de agua en la alta atmósfera se divide por acción de la radiación UV, el
H se va y el 02 se combina con otros gases de efecto invernadero.
Marte: efecto invernadero inverso
• Marte adquirió una atmósfera secundaria por desgaseamiento al
comienzo de su historia (analogamente con los otros planetas
terrestres).
• Condiciones climáticas favorables, a pesar de la distancia al sol la
mayor parte de la composición atmosférica es CO2, el efcto
invernadero mantendría la T por encima de los 0 grados, agua líquida.
• Imacto? Pérdida de parte de la atmósfera.
• El Co2 que quedó se disolvió en agua líquida y combinó con las rocas
(tal vez la reposición volcánica prolongó las buenas condiciones por
500 E 6 años).
• Al bajar el nivel de CO2 bajó la T, se congeló el agua, por lo que bajó
el nivel de vapor de agua atmosférico y hubo menor concentración de
gases de efecto invernadero.
Júpiter y Saturno: ¿calor desde el
interior ?
Júpiter: estructura interna
Emite el doble de energía que
recibe del Sol.
Causa: lenta difusión de la energía
gravitatoria, residuo de la formación
planetaria.
Saturno: estructura interna.
Reemite 3 veces mas que absorbe.
Causa: Contracción gravitacional
por la decantación de He que no
se disuelve en H líquido.
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Radiación: información que llega desde el cielo.