Al estudiar la figura 5.8 aviso de que cada uno de los espectros se muestra tanto como una banda de luz y como un gráfico. La banda de la luz es en esencia lo que se vería si se proyectó la luz que pasa a través del prisma en una pared. El gráfico muestra la cantidad o intensidad de la luz en cada longitud de onda en el espectro . La intensidad es alta en longitudes de onda donde hay una gran cantidad de luz y baja donde hay poca luz. Por ejemplo, observe cómo la gráfica del espectro de línea de absorción muestra caídas en la intensidad de la longitud de onda en la banda de la luz muestra líneas oscuras.

Los astrónomos suelen mostrar espectros en forma de gráficos, ya que hacen que sea más fácil de decir cómo la intensidad precisa de la luz varía en todo el espectro. Podemos aplicar las ideas de la figura 5,8 al espectro solar que abre este capítulo. Note que muestra numerosas líneas de absorción más de un arco iris de fondo de colores. Esto nos dice que estamos buscando esencialmente a una fuente de luz caliente a través de gas que se absorbe algunos de los colores, todo lo que vemos al mirar a través de la nube de gas a la bombilla en la figura 5,8 grados, el Por el espectro solar, el calor fuente de luz es el interior caliente del Sol, mientras que la "nube" es la capa relativamente frío y de baja densidad del gas que compone la superficie visible del sol, o fotosfera

¿Cómo la luz nos dice qué están hechas las cosas? Acabamos de ver cómo las diferentes condiciones de visión conducen a diferentes tipos de espectros, por lo que ahora están listos para discutir por qué. Vamos a empezar con la absorción y emisión de línea de espectros. Como veremos, las posiciones de las líneas en estos espectros pueden decirnos qué objetos distantes están hechos. Los niveles de energía de los átomos para entender por qué a veces vemos líneas de emisión y absorción, primero tenemos que discutir un hecho extraño de electrones en los átomos: los electrones pueden tener sólo cantidades específicas de energía, y no otras energías en el medio. Como analogía, supongamos que usted está lavando ventanas en un edificio. Si utiliza una plataforma ajustable para alcanzar altas ventanas, puede detener la plataforma a cualquier altura sobre el suelo. Pero si se utiliza una escalera, usted puede estar parado solamente en determinadas alturas - las alturas de los peldaños de la ladder-- y no a cualquier altura en el medio. Los posibles energías de los electrones en los átomos son como las posibles alturas en una escalera. Sólo unos pocos energías particulares son posibles, y energías entre estos pocos especial no son posibles. Los posibles energías son conocidos como los niveles de energía de un átomo.

Figura 5.9 muestra los niveles de energía en el hidrógeno, el más simple de todos los elementos, los niveles de energía están etiquetados a la izquierda en orden numérico y en la derecha con las energías en unidades de electrón-voltios, o eV, para abreviar. (1 ev 1.60 x io 19 julios). El nivel más bajo posible de energía - denominado nivel 1 o de la tierra se define como el estado de una energía de 0 ev. Cada uno de los niveles más altos de energía (a veces llamados estados excitados) se marca con la energía extra de un electrón en ese nivel en comparación con el estado fundamental. Un electrón puede elevarse desde un nivel de energía bajo a uno más alto o una caída desde un nivel alto a uno más bajo. Tales cambios se denominan transiciones de nivel de energía. Debido a que la energía debe ser conservada, transiciones de nivel de energía pueden ocurrir sólo cuando un electrón gana o pierde la cantidad específica de energía que separa dos niveles. Por ejemplo, un electrón en el nivel 1 puede elevarse a nivel 2 sólo si gana 10,2 eV de energía. Si intenta dar el electrón 5EV de la energía, no va a aceptarlo porque eso no es suficiente energía para alcanzar el nivel 2. Del mismo modo, si usted intenta darle 11 eV, no lo aceptará porque es demasiado para el nivel 2, pero no lo suficiente para alcanzar el nivel 3. Una vez que el nivel 2, el electrón puede volver al nivel 1, renunciando a 10,2 eV de energía.

Observe que la cantidad de energía que separa los distintos niveles se hace más pequeña en los niveles superiores. Por ejemplo, se necesita más energía para elevar el electrón del nivel 1 al nivel 2 que del nivel 2 al nivel 3, que a su vez toma más energía que la transición desde el nivel 3 al nivel 4. si las ganancias de electronesi la energía suficiente para alcanzar el nivel de ionización, se escapa el átomo completo. Debido a que el electrón escape se lleva carga eléctrica negativa, el átomo se queda con carga eléctrica positiva, cargada eléctricamente átomos son llamadas iones, por lo que decimos que el escape del electrón ioniza el átomo. pensar en ello. ¿Existen circunstancias en las que un electrón en un átomo de hidrógeno puede ganar 26 eV de energía ?

. otros átomos también tienen niveles de energía distintos, pero los niveles corresponden a diferentes cantidades de energía que los de hidrógeno. Cada tipo de iones y cada tipo de molécula también tiene un conjunto distinto de los niveles de energía.

Emisión y absorción líneas. El hecho de que cada ojo de átomo, ion o molécula posee un conjunto único de los niveles de energía es lo que hace que las líneas de emisión y absorción de aparecer en los espectros de longitudes de onda específica. Es también lo que nos permite conocer las composiciones de objetos distantes en el universo, Para ver cómo, consideremos lo que sucede en un gas de la nube que consiste únicamente de átomos de hidrógeno. Los

átomos en cualquier nube de gas están constantemente chocando unos con otros, el intercambio de energía en cada colisión. La mayoría de las colisiones simplemente enviar los átomos de carena en nuevas direcciones. Sin embargo, algunas de las colisiones de transferir la cantidad correcta de energía para volcar un electrón de un nivel bajo de energía a un mayor nivel de energía. electrones no pueden permanecer en el más alto nivel de energía por mucho tiempo. siempre alto de vuelta hasta el nivel 1, por lo general en una pequeña fracción de segundo.

La energía del electrón pierde cuando cae a un nivel de energía más baja debe hacer en algún lugar, y con frecuencia se va a emitir un fotón de luz. El fotón emitido debe tener ella misma cantidad de energía que el electrón pierde, lo que significa que tiene una longitud de onda y frecuencia específica. La figura 5.10a muestra de nuevo los niveles de energía en hidrógeno que vimos en la figura 5.9, pero también se etiqueta con las longitudes de onda de los fotones emitidos por diversas transiciones descendentes de un electrón desde un nivel de energía más alto a uno más bajo. Por ejemplo, la transición del nivel 2 al nivel 1 emite un fotón ultravioleta de longitud de onda de 121,6 nm, y la transición de nivel 3 para el nivel 2 emite un rojo visible - fotón luz de longitud de onda de 656,3 nm. Aunque los electrones que se elevan a niveles más altos de energía de un gas rápidamente volver al nivel 1, las nuevas las colisiones pueden plantear otros electrones en niveles más altos. Mientras el gas sigue siendo moderadamente caliente, las colisiones son siempre chocando algunos electrones en niveles más altos de los que caen hacia abajo y emiten fotones con algunas de las longitudes de onda mostradas en la Figura 5.10s. Por tanto, el gas emite luz con estas longitudes de onda específicas. Es por eso que una nube de gas caliente produce un espectro de líneas de emisión, como se muestra en 5.10b pigure. Las líneas de emisión brillantes aparecen en las longitudes de onda que corresponden a las transiciones a la baja de los electrones, y el resto del espectro está oscuro (negro). El conjunto específico de líneas que vemos depende de la posible temperatura, así como su composición: a temperaturas más altas, elrctrons tienen más probabilidades de ser golpeado con los niveles más altos de energía.

Ahora, supongamos que una bombilla de luz ilumina el gas hidrógeno desde atrás (como en la figura S.Bc). La bombilla emite luz de todas las longitudes de onda, produciendo un espectro que se ve como un arco iris de colores. Sin embargo, los átomos de hidrógeno pueden absorber los fotones que tienen la cantidad correcta de energía necesaria para elevar un electrón de un nivel bajo de energía a uno superior. Figura 5.10c muestra el resultado. se trata de un espectro de líneas de absorción, debido a que la bombilla produce un arco iris continua de color, mientras que los átomos de hidrógeno absorben la luz en longitudes de onda específicas. Ahora puede ver por qué las líneas de absorción oscuras en la figura 5,10c se producen en las mismas longitudes de onda como las líneas de emisión en la figura 5,10b ambos tipos de líneas representan las mismas transiciones de nivel de energía, excepto en direcciones opuestas. Por ejemplo, los electrones se mueven a la baja del nivel 3 al nivel 2 en el hidrógeno pueden emitir fotones de longitud de onda de 656,3 nm (que produce una línea de emisión en esta longitud de onda), mientras que los electrones que absorbe fotones con esta longitud de onda se puede saltar arriba del nivel 2 al nivel 3 (la producción de un línea de absorción en esta longitud de onda). Huellas químicas El hecho de que el hidrógeno emite y absorbe a longitudes de onda específicas hace que sea posible detectar su presencia en objetos distantes . Por ejemplo, imagine que usted mira a través de un telescopio en una nube de gas interestelar, y su espectro se parece a ese programa una en la figura 5.10b. Debido a que este conjunto particular de líneas se produce única89mente por hidrógeno, se puede concluir que la nube está hecha de hidrógeno. En esencia, el espectro contiene "huella dejada por átomos de hidrógeno.

Nubes interestelares reales no se hacen únicamente por hidrógeno. Sin embargo, los otros constituyentes químicos en la nube dejar huellas en el espectro de la misma manera. cada tipo de átomo, ion, y la molécula tiene su propia huella espectral única, porque tiene su propio conjunto único de los niveles de energía. Durante el siglo pasado, los científicos han realizado experimentos de laboratorio para identificar las líneas espectrales de cada elemento químico y muchos iones y moléculas. cuando vemos alguna de esas líneas en el espectro de un objeto distante, podemos determinar qué productos químicos que producen. Por ejemplo, si vemos ines espectrales de hidrógeno, helio y carbono en el espectro de una estrella distante, sabemos que los tres elementos están presentes en la estrella. Con el análisis más detallado, podemos determinar las proporciones relativas de los diversos elementos. Que una forma en que hemos aprendido la composición química de los objetos a través del universo. ¿Cómo la luz nos dicen que las temperaturas de los planetas y las estrellas? hemos visto como espectros de emisión y absorción de la línea, y cómo podemos utilizarlas para determinar la composición de una nube de gas. Ahora estamos listos para dirigir nuestra atención a los espectros continua. aunque espectros continuos producido en más de una forma, luz bulbos, los planetas y las estrellas producen en particular tipo de espectro continuo que puede ayudarnos a determinar sus temperaturas.

Radiación térmica: Cada cuerpo lo hace en una nube de gas que produce una sencilla espectro de emisión o absorción de línea, los átomos o moléculas individuales son esencialmente independientes entre anocher. La

mayoría de los fotones pasan fácilmente a través de un gas tal, excepto los que causan las transiciones de nivel de energía en los átomos o moléculas del gas. Sin embargo, los átomos y las moléculas dentro de la mayoría de los objetos que encontramos en la vida de cada día, tales como rocas, filamentos de bombillas, y personas-- no pueden ser considerados independientes y por lo tanto tienen conjuntos mucho más complejas de los niveles de energía. Estos objetos tienden a absorber la luz a través de una amplia gama de longitudes de onda, lo que significa luz que incide sobre ellos no pueden pasar fácilmente a través de la luz emitida y dentro de ellos no pueden escapar fácilmente. lo mismo puede decirse de casi cualquier objeto grande o densa, incluyendo los planetas y las estrellas. A fin de comprender los espectros de tales objetos, consideremos un caso idealizado, en el que un objeto absorbe todos los fotones que golpean y no permiten a los fotones en su interior escapar fácilmente. Los fotones tienden a rebotar al azar en el interior de un objeto así, el intercambio constante de energía con sus átomos o moléculas. Por el momento los fotones finalmente escapar el objeto, sus energías de radiación se han convertido en aleatorio de manera que se distribuyen en una amplia gama de longitudes de onda. La amplia gama de longitudes de onda de los fotones explica por qué el espectro de la luz de un objeto, es suave, o continua, como un arco iris puro sin ninguna línea de absorción o emisión. Lo más importante, el espectro de un objeto, depende de una sola cosa: la temperatura del objeto. entender recuerde que la temperatura representa la energía cinética media de los átomos o moléculas en un abjec (l propie- 4 il). Debido a que los fotones rebotan randonnly interactúan tantas veces con los átomos o moléculas, terminan con las energías que Macht las energías cinéticas de átomos del objeto o molecules-- lo que significa que las energías de fotones dependen sólo de la temperatura del objeto, independientemente de lo que el está hecho de. La dependencia de la temperatura de esta luz explica por qué lo llamamos radiación térmica (a veces conocido como radiación de cuerpo negro) y por qué su espectro se llama un espectro de radiación térmica. No hay objetos reales emite un espectro perfecto radiación térmica, casi todos objetos-- familiarizado incluyendo el sol, el planeta, rock e incluso -. emitir luz que se aproxima a la radiación térmica figura 5.11 muestra un gráfico de los espectros de radiación térmica idealizada de tres estrellas y un ser humano, cada uno con su temperatura dada en la escala Kelvin (ver Figura 4-10) . Asegúrese de notar que estos espectros muestran la intensidad de la luz por unidad de superficie, no la cantidad total de luz emitida por el objeto. Por ejemplo, un gran 3000 K estrella puede emitir mover luz total que un pequeño 15.000 K estrella, . a pesar de que la estrella más caliente emite mucha más luz por unidad de área de su superficie las dos leyes de la radiación térmica que comparan el Espectro la figura 5,11, verás que la temperatura les afecta según las dos leyes de la radiación térmica: Derecho 1 (Stefan Boltzmann ley) cada metro cuadrado de la superficie de un objeto más caliente emite más luz en todas las longitudes de onda. por ejemplo, cada metro cuadrado de la superficie de la 15.000 K estrella emite mucha más luz en cada longitud de onda de cada metro cuadrado de la K estrella 3000, y la estrella más caliente emite luz a algunas longitudes de onda ultravioleta que la estrella más fría no emite en todos.

Ley 2 ("Wien es la ley (" Ween "se pronuncia veen): los objetos más calientes emiten fotones con una energía promedio más alto, lo que significa una longitud de onda media más corta Es por eso que los picos de los espectros son en longitudes de onda más cortas para los objetos más calientes para.. ejemplo, el pico para el 15.000 K estrellas se encuentra en la luz ultravioleta, el pico para el 5800 K Sol está en la luz visible, y el pico de la estrella 3000K es en el infrarrojo. Puede ver estas leyes en acción con un atizador de la chimenea ( figura 5.12) Mientras que el póker es todavía relativamente fresco, que sólo emite luz infrarroja, lo que no podemos ver. A medida que se caliente (por encima de unos 1500 K), que comienza a la luz visible, y brilla con más intensidad como se pone más caliente, demostrando la primera ley. Su color demuestra la segunda ley. Al principio se ilumina en "rojo vivo", porque la luz roja tiene las longitudes de onda más largas de la luz visible. Como se pone aún más caliente, la longitud de onda media de los fotones emitidos se mueve hacia el azul ( de longitud de onda corta) extremo del espectro visible. La mezcla de colores emitida a esta temperatura más alta hace que el póquer parece blanco a sus ojos, por lo que "al rojo vivo" es más caliente que "al rojo vivo". encontrar una luz incandescente que tiene un regulador de intensidad. Que le sucede a la temperatura bulbo (que han de verificar su colocando su mano cerca de ella) como se enciende el interruptor hacia arriba? ¿cómo funciona el cambio de color de la luz

Debido a que los espectros de radiación térmica dependen sólo de la temperatura, podemos utilizarlas para medir el, las temperaturas de los objetos distantes. En muchos casos se puede estimar temperaturas simplemente de colores del objeto. Tenga en cuenta que mientras que los objetos más calientes emiten más luz en todas las longitudes de onda, la mayor diferencia aparece en las longitudes de onda más cortas. A la temperatura del cuerpo humano de alrededor de 310K personas emiten principalmente en el infrarrojo y emiten ninguna luz visible en todo lo que explica por qué no brillan en la oscuridad! Una estrella relativamente fresco, con una temperatura superficial de 3000 K, emite luz en su mayoría de color rojo. Es por eso que algunas estrellas brillantes en nuestro cielo como Betelgeuse (en Orión) y Antares (en Escorpio), aparecen de color rojizo. 5800 K superficie del Sol emite más fuertemente a la luz verde (alrededor de 500 nm), pero el Sol se ve de color amarillo o blanco de los ojos, ya que

también emite otros colores a lo largo del espectro visible. Estrellas más calientes emiten sobre todo en el ultravioleta, pero aparecen de color azul-blanco en el color debido a que nuestros ojos no pueden ver su luz ultravioleta. Si un objeto se calentaron a una temperatura de millones de grados, sería irradiar rayos X en su mayoría. algunos objetos astronómicos son de hecho lo suficientemente caliente como para emitir rayos-X. tales como discos de gas que rodean objetos exóticos como estrellas de neutrones y agujeros negros.

El Efecto Doppler Usted probablemente ha notado el efecto Doppler en el sonido de un silbato de tren cerca de las vías del tren. si el tren está parado, el tono de su silbato suena igual, no importa dónde usted está parado (Figura 5.13a). Pero si el tren está en movimiento, la felpa suena más alto cuando el tren está viniendo hacia usted y menor cuando se está moviendo lejos de ti. Del mismo modo que el tren pasa, se puede escuchar el dramático cambio de mayor a menor pivht - una especie de sonido "oooooooooo weeeeeeee". Entender por qué, tenemos que pensar en lo que ocurre con las ondas sonoras procedentes del tren (Figura 5,13b). Cuando el tren se mueve hacia usted, cada pulso de una onda sonora se emite un poco más cerca de usted. El resultado es que las olas estén enrolladas entre usted y el tren, dándoles una longitud de onda más corta y mayor frecuencia (tono). después de que el tren que pasa, cada pulso viene de más lejos. estirando las longitudes de onda y dando el sonido de una frecuencia más baja.

El efecto Doppler provoca similar en la longitud de onda de la luz (Figura 5,13c). si un objeto se está moviendo hacia nosotros, el montón ondas de luz entre nosotros y el objeto, de modo que todo su espectro se desplaza hacia longitudes de onda más cortas. debido a las longitudes de onda más cortas de la luz visible son más azul, el desplazamiento Doppler de un objeto que venía hacia nosotros se llama un cambio de color azul. si un objeto se aleja de nosotros, su luz se desplaza a mayor longitud de onda. llamamos a esto un corrimiento al rojo debido a mayores longitudes de onda de la luz visible son más rojas. Para mayor comodidad, los astrónomos utilizan los términos blueshift y desplazamiento al rojo, incluso cuando no están hablando de la luz visible. Líneas espectrales proporcionan los puntos de referencia que utilizamos para identificar y medir desplazamientos Doppler (Figura 5, I4). Por ejemplo supongamos que reconocemos el patrón de líneas de hidrógeno en el espectro de un objeto distante. Sabíamos las longitudes de onda de descanso del hidrógeno lines-- es decir, su longitud de onda en las nubes estacionarias de gas-- hidrógeno a partir de experimentos de laboratorio en el que se calienta un tubo de gas de hidrógeno de modo que te longitud de onda de las líneas espectrales se puede medir. Si las líneas de hidrógeno del objeto aparecen en longitudes de onda más largas, entonces sabemos que son de color rojo se movió y el objeto se aleja de nosotros. Cuanto mayor sea el cambio más rápido será el objeto se está moviendo. Si las líneas aparecen en longitudes de onda más cortas. Entonces sabemos que son de color azul cambiado y el objeto se está moviendo hacia nosotros.

Observe que el desplazamiento Doppler nos dice sólo la parte de movimiento completo de un objeto que se dirige hacia o lejos de nosotros (componente radial del objeto de movimiento). Desplazamientos Doppler no nos dan ninguna información sobre qué tan rápido se mueve un objeto a través de nuestra línea de visión (componente tangencial del objeto de movimiento). Por ejemplo, consideran tres estrellas todo se mueve a la misma velocidad, con un solo movimiento en dirección opuesta a nosotros, uno se mueve a través de nuestra línea de visión, y uno en movimiento en diagonal de distancia de nosotros (Figura 5,15). el desplazamiento Doppler nos dirá la velocidad completo solamente de la primera estrella. no indicará cualquier velocidad para la segunda estrella, porque ninguno de movimiento de esta estrella dirigió hacia o lejos de nosotros. Para la tercera estrella, el desplazamiento Doppler nos dirá sólo la parte de la velocidad de la estrella que se dirige lejos de nosotros. Para medir la velocidad de un objeto se mueve a través de nuestra línea de visión, debemos observar que el tiempo suficiente para darse cuenta de cómo su posición se desplaza gradualmente a través de nuestro cielo