fisica,espectroscopia

Espectroscopia:
Readings: Schneider & Arny: Units 23, 24
La cantidad de energía emitida por las estrellas se determina
midiendo su brillo o en este caso la cantidad de luz que emiten.
Esto es lo que los astrónomos denominan como fotometría. Sin
embargo, dos acontecimientos importantes ampliaron nuestra
comprensión de la composición química de las estrellas. Estos
fueron:
 La invencióndel espectroscopio, un artefacto que separa la luz
blanca en sus componentes de color, a este arreglo de colores lo
llamamos espectro.
 El descubrimiento que los elementos emiten un único
espectro, (un espectro por elemento) y por lo tanto producen una
única huella digital química en el espectro.

Los dos descubrimientos combinados, produjeron un nuevo
campo llamado Espectroscopia, lo cualpermitió
a los
astrónomos medir por primera vez la composición química de
las estrellas.

Tres Líderes en este campo fueron:
Fraunhofer

quien, a principios de 1800's, magnificó (hizo un
aumento o amplio la imagen) del espectro del Sol y descubrió
en este espectro líneas espectrales.

Kirchhoff que, en la década de mediados de 1800, desarrolló las
tres leyes del análisisespectroscópico las cuales, a su vez, se
utilizan para determinar la composición química del Sol y las
estrellas.
Lockyer que, a finales de los años 1800, descubrió un elemento
desconocido en el Sol, más tarde llamado helio (helios: del sol).

Las leyes de Kirchhoff:
Kirchhoff demostró que hay tres tipos de espectros emitidos por
los objetos:
1) Espectro Continuo: - Un cuerpo solido o líquido radia oemite
de forma ininterrumpida, un espectro suave y continuo.
(Llamada Curva de Planck)
2) Espectro de Emisión – Un gas radiante produce un espectro
de líneas espectrales discretas (líneas de color sobre fondo
negro)
3) Espectro de Absorción - Un espectro continuo que pasa a
través de un gas frio tiene un espectro específico de líneas
faltantes (es inverso al espectro de emisión, líneasnegras sobre
el espectro de color)

La Curva de Planck:
Uno de los resultados primarios del campo de la espectroscopia
fue el descubrimiento de cómo el espectro de un objeto cambia
con la temperatura. En particular, fue la formulación de las dos
leyes de la radiación:
 La ley de Stefan-Boltzmann: El promedio de la energía
emitida de un cuerpo incrementa a medida que aumenta la
temperatura(a mayor temperatura = mayor energía emitida)
 La ley de Wien: el pico de emisión de la radiación se mueve
hacia el azul (hacia la luz azul, la luz azul se asocia con mayor
energía = mayor frecuencia = menor longitud de onda) cuando
se incrementa la temperatura.

Tipos de Estrellas y la Curva de Planck
La ley de Stefan-Boltzmann relaciona la salida de energía de un
objeto luminoso,medida en ergios, con su temperatura medida
en Kelvins, (note que los Kelvin son una medida de temperatura
que empieza desde el cero absoluto), tal que:
E = σ T4
Aquí la letra σ (sigma) es la constante Stefan-Boltzmann cuyas
unidades y valor es 5.67x10-5 erg cm-2 seg-1 Kelvins-4.
Retomando, a menudo es más fácil hablar en términos de
relaciones de dos objetos y sus temperaturas, por ejemplo T1y
T2, y de sus emisiones de energía E1 y E2 tal que:
E1/E2 = (σT14)/(σT24)
Note que las σ's (sigmas ) se cancelan y obtenemos:

E1/E2 = T14/T24
La ley de Wien determina el pico de la longitud de onda emitida
por un objeto, y esta dado por la relación:
λ = 0.29/T
Así, por ejemplo, el Sol, que tiene una temperatura superficial de
5500K, emite un pico de energía en:
λSol = 0.29/5500 =5.5x10-5 cm
Esto es luz amarilla con longitud de onda de 5.2x10-5 cm.

Dualismo Onda-Partícula:
La naturaleza ondulatoria de la luz
explica la mayor parte de sus
propiedades:





reflexión/refracción
difracción/interferencia
Transporte de energía.
Efecto Doppler

Sin embargo, los resultados de la
espectroscopia (de emisión y de
absorción) sólo pueden explicarse si
la luz...