ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

ESPECTRO 
ELECTROMAGNÉTICO

EXISTEN DOS TIPOS DE ESPECTROS:

Ø CONTÍNUOS

ØDISCONTÍNUOS

Robert Bunsen y Gustav Kirchhoff (S XIX) demostraron leyes:

üCuerpos sólidos y líquidos en estado incandescente y gases sometidos a altas presiones: Espectro Continuo

üGases poco densos en estado incandescente: Espectro Discontinuo de Emisión compuesto de líneas brillantes de colores. La posición e intensidad de las líneas depende exclusivamente del gas.

üEspectros de Absorción: presentan líneas oscuras interrumpiendo el espectro continuo

vLos espectros estelares siempre son discontinuos

vEl 99% de los espectros observados son de absorción

vMétodo de los astrónomos para conocer la composición química de las estrellas: ANÁLISIS ESPECTRAL

vCada elemento químico emite o absorbe en la misma λ  y presenta sus líneas características.

CONCLUSIÓN

•LAS ESTRELLAS SON CUERPOS EN ESTADO GASEOSO

•ESTÁN COMPUESTAS POR LOS MISMOS ELEMENTOS QUÍMICOS QUE CONOCEMOS EN LA TIERRA

EFECTO DOPPLER-FIZEAU

Christian Doppler (astrónomo austríaco) descubre que la λ o la frecuencia de las fuentes sonoras varían dependiendo de la velocidad relativa entre el observador y la fuente.

Armand Fizeau (físico francés) aplica el efecto Doppler a las fuentes luminosas.

 SE DENOMINA EFECTO DOPPLER-FIZEAU (en una fuente luminosa)  AL DESPLAZAMIENTO DE LAS LÍNEAS ESPECTRALES HACIA MENORES LONGITUDES DE ONDA CUANDO LA FUENTE SE ACERCA Y HACIA MAYORES LONGITUDES DE ONDA CUANDO LA FUENTE SE ALEJA

Podemos calcular la velocidad con la que un cuerpo se acerca o se aleja

Ecuación de la velocidad relativa de una fuente luminosa es:

v=∆λ  x c           v= velocidad relativa de la fuente(en Km)

      λ                ∆ λ= variación de longitud de onda en nm.

                            λ= longitud de onda de la línea con la fuente en reposo

                           c= velocidad de la luz (300.000Km/s)

LAS ESTRELLAS SE CLASIFICAN POR SUS ESPECTROS Y SUS COLORES

CUERPO NEGRO: emisores perfectos de radiación, cuerpo ideal que emiten radiación en todas las longitudes de ondas del espectro electromagnético

La temperatura de la capa superficial de una estrella se puede calcular aplicando las LEYES DE LA RADIACIÓN enunciadas por Wihelm Wien y Joseph Stefan en el SXIX

Ley de Wien: LA LONGITUD DE ONDA DE MÁXIMA EMISIÓN DE UN CUERPO NEGRO ES INVERSAMENTE PROPORCIONAL A SU TEMPERATURA ABSOLUTA (EN KELVIN)

Deducimos que: Las estrellas rojas tienen menor temperatura superficial que el Sol y las estrellas azuladas aún mayor temperatura que el Sol, porque poseen menor longitud de onda de máxima emisión (aproximadamente 480nm)

CATÁLOGO DE HENRY DRAPER

1900: ASTRÓNOMOS DE LA UNIVERSIDAD DE HARVARD ORDENAN  LOS ESPECTROS DE MÁS DE 350.000 ESTRELLAS (ENTRE ELLOS  ANNIE CANNON), TENIENDO EN CUENTA SU TEMPERATURA.

                            

CON EXCEPCIÓN DEL O,  EN TODOS LOS GRUPOS SE DEFINIERON SUBGRUPOS QUE SE DESIGNAN CON NÚMEROS DEL 1 AL 9. EJ: EL SOL PRESENTA EL TIPO ESPECTRAL G2, SIGNIFICA QUE ESTÁ A 2 DÉCIMAS EN EL CAMINO DE G A K

DIAGRAMA H-R

VIDEO: LAS ESTRELLAS MÁS GRANDES DEL UNIVERSO