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

VISTA DE LA NOCHE EN LA TIERRA DESDE LA ESTACIÓN ESPACIAL

NOCHE EN LA TIERRA DESDE LA ESTACIÓN ESPACIAL INTERNACIONAL

http://www.goear.com/listen/e451efa/1492-vangelis

EL CIELO ES AZUL PORQUE........

EL CIELO ES AZUL PORQUE..................

LA LUZ

La luz es una forma de energía que se transmite en ondas. 

La luz es una onda electro-magnética, que puede viajar en el vacío o en medios transparentes (como el aire y el agua). La luz del Sol está compuesta de infinidad de ondas de diferentes longitudes de onda. La longitud de onda es la distancia entre dos "crestas" sucesivas de una onda.

Nuestros ojos pueden ver un cierto rango de longitudes de onda, que corresponden a distintos colores: desde el rojo (longitud de onda más larga), pasando por anaranjado, amarillo, verde y azul, al violeta (la longitud de onda más corta que podemos ver). Para tener una idea, al color verde corresponde una longitud de onda de unas cinco diezmilésimas de milímetro.

LA ATMÓSFERA

La atmósfera terrestre es una mezcla de gases: 

• 78% nitrógeno
• 21% oxígeno
•  1% : argón, dióxido de carbono, metano, vapor de agua, y otros gases

 Hay también en suspensión,  partículas de polvo, cristales de hielo, cenizas, etc. La atmósfera es más densa cerca de la superficie terrestre.

En el vacío, la luz viaja en línea recta y sin nada que la perturbe, pero, al penetrar en la atmósfera, la luz puede incidir sobre un grano de polvo o en una molécula. En cada uno de estos casos pasan cosas distintas: Los granos de polvo y las gotitas de agua son de tamaño mucho mayor que la longitud de onda de la luz visible, por lo tanto actúan como "espejos" que reflejan la luz incidente en diferentes direcciones, sin cambiarle el color.

Cuando una onda luminosa choca con una molécula, ésta puede absorber la luz, y luego la emite en cualquier otra dirección. Este fenómeno se llama dispersión. Pero las moléculas son mucho más eficientes para dispersar la luz de longitud de onda corta (azul) que la luz de longitud de onda larga (rojo). Este proceso fue estudiado por el físico Lord John Rayleigh hacia 1870, por eso se lo conoce como "dispersión Rayleigh".

El cielo azul

El color azul del cielo se debe a la dispersión de  Rayleigh.

Cuando la luz del Sol atraviesa la atmósfera para llegar hasta nosotros, la mayor parte de la luz roja, anaranjada y amarilla (longitudes de onda mas largas) pasa sin ser casi afectada. Sin embargo, buena parte de la luz de longitudes  más cortas, es dispersada por las moléculas gaseosas del aire. A cualquier parte del cielo que miremos, estaremos viendo algo de esa luz dispersada, que es azul, y por eso el cielo es de ese color. En cambio, la luz que nos llega directamente del Sol perdió parte de su color azul, por eso el Sol se ve amarillento.

Al mirar hacia un punto más cercano al horizonte, el cielo se ve de un color azul más pálido. Esto se debe a que, para llegar hasta nosotros, la luz, debe en este caso atravesar una mayor cantidad de aire (atmósfera) y por lo tanto vuelve a ser dispersada. La luz que nos llega del cielo cercano al horizonte habrá entonces perdido parte de su color azul y se verá pálida o blanquecina.

En el espacio

Fuera de la atmósfera terrestre, por ejemplo,  desde la Luna, el Sol se ve blanco y el cielo negro, al no haber moléculas que dispersen la luz, todas las longitudes de onda de la luz solar nos llegan por igual y el Sol se ve blanco. El cielo se ve negro porque no hay nada que disperse la luz.

El ocaso

Cuando el Sol está más cerca del horizonte, la luz debe atravesar una porción de atmósfera cada vez mayor para llegar a nosotros. El color del Sol va cambiando primero a anaranjado, luego a rojo. Esto se debe a que se van dispersando cada vez más las longitudes de onda cortas (azul, verde), y sólo nos llega la luz de ondas más largas(roja).

Cuando el aire contiene gran cantidad de partículas de polvo, cenizas o gotitas de agua, éstas reflejan luz blanca en todas direcciones, la luz se dispersa, eliminando las longitudes de onda más cortas, por eso el cielo se ve rojizo.

SIGUE ESTE ENLACE PARA OBSERVAR UN ECLIPSE ANULAR DE SOL

https://www.facebook.com/La1ere/videos/1186875001335492/

ECLIPSE SOLAR DEL 20 DE MARZO DE 2015

La sombra indica la franja en que el eclipse es observado en forma parcial y el punto negro indica las zonas en que el eclipse es total

EQUINOCCIO DE ARIES 

20 de marzo de 2015 

•  22:44 UTC (Tiempo Universal Coordinado)
• Para saber el momento en que se está  produciendo el equinoccio en hora uruguaya, a la Hora Universal le resto 3Hs

         Ej: 22:44 - 3:00 = 19:44

Ø  Situarse en la ciudad de Montevideo el 23 de Setiembre de 2014,  a la hora 6:00.

ü  1) El planeta que se observa es………………………

·         Cliqueando en el planeta, se hará visible información sobre dicho astro: 

Planeta	Magnitud absoluta	Magnitud aparente	Distancia a la Tierra	Constelación

·         Presionando la letra R, se harán visibles las figuras de las  constelaciones, la letra V, hará visible sus nombres, la letra B, los límites entre ellas.

ü  2) Presionando la barra espaciadora, el planeta se centra en la pantalla, con la rueda del mouse, puedes acercarlo(o alejarlo) para obtener una imagen como si observaras con un telescopio.

Se distinguen……….satélites naturales, sus nombres son……...........................................................

……………………………………………………………………………………………………………………………………………………

·         Presionando las teclas de comillas y punto (“.) será visible la Eclíptica.

·         Presionando la tecla punto (.) se hará visible el Ecuador Celeste.

·         Presionando la letra A, se produce la simulación del cielo nocturno, disminuyendo el brillo solar, también puedes presionar el ícono de modo nocturno en la barra horizontal inferior.

·         En la barra lateral encuentras la ventana de fecha y hora: adelanta los minutos lentamente hasta la hora 8:00.

·         En la barra horizontal inferior se ubica el ícono de observabilidad: cliquea en él, aparecerá información adicional sobre el astro seleccionado.

ü  3) ¿Qué astros se distinguen?

Astro	Hora de salida	Hora de puesta	Culminación superior	Constelación

·         Retrasa la hora hasta la salida del Sol:

·         Para visualizar el Meridiano presiona F4, se despliega el cuadro de Opciones de Cielo, cliquea en  Marcas y selecciona Meridiano.

ü  4) El Sol sale exactamente por el punto cardinal……………. Tiene una altura en grados de …………………………….éste día en su trayectoria recorre el paralelo principal:……………………

………………….Se produce el mediodía solar a la hora…………………….pasando en ese momento el centro del Sol por el Meridiano. Continúa su recorrido por la bóveda celeste con  dirección………………………hasta que se oculta por el punto cardinal ……………………………….esto acontece debido a que se produce el equinoccio de ……………………..………………e  ingresamos en la Estación del año ..……..…………………

Éste día coinciden la Eclíptica con el paralelo principal, ¿qué otro día del año ocurre este suceso? …………………………….cuando  se produce el equinoccio de………………………………..  Ingresamos a la Estación del año.………………………………

ü  5) Selecciona nuestro satélite natural: la Luna: hora de salida…………………..hora de puesta…………..se encuentra en la constelación de……………………………….se encuentra en fase………………………………

Acerca la imagen, observas que la Luna………………………………………………………………………………………

Esto ocurre debido a que la Luna: ………………………………………………………………………………………………………………………………………..……….…

ü  6) Construye un cuadro de las  fases lunares, en él deberá aparecer: fase en que se encuentra nuestro satélite: día de comienzo (de cada fase), hora de salida y puesta, distancia en Km a la Tierra, constelación en que se encuentra y porcentaje de iluminación que presenta.

·         Para realizar éste ejercicio debes adelantar la fecha y la hora

·         Acerca el astro y cambia los días, manteniendo presionado el botón izquierdo del mouse, para avanzar rápidamente en  el mes y  apreciar el cambio de aspecto de la Luna.

·         Continúa adelantando la hora hasta la hora 20:30, momento en que serán visibles otros astros pertenecientes al Sistema Solar.

ü  7) Los planetas que se observan son…………………………………………………………………..………

Planeta	Magnitud aparente	Magnitud absoluta	Distancia a la Tierra	Hora de salida	Hora de puesta	Cantidad de satélites observables

·         En la barra lateral de la pantalla aparece la opción: Búsqueda de  objetos, (o puedes presionarF3), en la misma busca a Neptuno.

ü  8) Acerca el planeta, se distinguen…………………….satélites, sus nombres son;

………………………………………………………………………………………………………………………………….………………..

Neptuno se encuentra en la constelación de …………………………….., salió a la hora:………………….. su culminación superior es a la hora………………..se pone a la hora……………………menciona brevemente su aspecto……………………………………………………………………………………………………………… …………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………

·         Presiona F4 opción Cielo, selecciona Indicadores de Planetas, te señalará planetas y

Planetas- enanos que selecciones en la ventana de  Búsqueda.

ü  9) Busca tres  planetas-enanos, y completa la información.

Planeta-enano	Distancia a la Tierra	Constelación en que se encuentra	Presenta satélites naturales	Período de revolución	Hora de salida	Hora de puesta

CICLO PROTÓN-PROTÓN

En el núcleo  del Sol se produce el ciclo protón- protón

Note que un protón puede descomponerse en: 1 neutrón + 1 positrón+1neutrino a la temperatura y presión del núcleo solar

2 protones chocan y quedan unidos. Uno de los protones se descompone en 1 neutrón + 1 positrón +          1 neutrino,  el otro protón se convierte en  deuterio con el neutrón liberado.

Otro protón  choca y se une al deuterio recién formado para formar un núcleo de He3, en ésta reacción se libera: un fotón gamma( energía), 

Dos He3 chocan, se fusionan y forman 2 núcleos de helio con 2 neutrones y 2 protones.

los 2 protones sobrantes son expulsados y listos para intervenir en otra reacción.

EL SOL

EL SOL

ESTRUCTURA INTERNA

FENÓMENOS SOLARES

EN LA SUPERFICIE SOLAR: LA FOTOSFERA SE OBSERVAN:

•  MANCHAS
• GRÁNULOS 
• FÁCULAS

MANCHAS SOLARES

Fuente: abc.es

Comparando las manchas solares con La Tierra

Fuente:  astronomía.com

ROTACIÓN SOLAR

EN LA CROMOSFERA( ATMÓSFERA SOLAR):

• PROTUBERANCIAS
• ESPÍCULAS
• BUCLES

PROTUBERANCIAS

BUCLE

ESPÍCULAS


 

LA CORONA SOLAR PUEDE PRESENTAR DISTINTAS FORMAS DEPENDIENDO DE LA ACTIVIDAD SOLAR.
SE DESPRENDEN DE ELLA:

• EYECCIONES CORONALES
• FULGURACIONES

Corona solar vista en un eclipse solar

EYECCIÓN DE MASA CORONAL

Fulguraciones

Fuente: astronavegador.com

Cromosfera y corona solar.

MAGNETOSFERA TERRESTRE INTERACTUANDO CON EL VIENTO SOLAR