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Tema 2: Propiedades y medición de laradiación electromagnética
• Espectro de la radiación electromagnética• Conceptos básicos para la medición:
– Densidad de flujo– Luminosidad– Intensidad– Brillo superficial– Magnitud aparente y absoluta
• Mecanismos de radiación:– Líneas espectrales de átomos y moléculas– Cuerpo negro– Otros
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La “doble naturaleza” de la luz
2) La luz tiene también tiene propiedades de partículas. La partículas de la luz sonfotones. Su energía, E, se relaciona con la frecuencia, ν, como:
E = h ν = h c/λ(donde h es la constante de Planck, h = 6.626 10-34 J s)
)•Longitud de onda larga (frecuencia baja) → baja energía•Longitud de onda corta (frecuencia alta) → alta energía
La mecánica cuántica explica estas dos aspectos de la naturaleza en una teoría.
1) La luz es radiación electromagnética. Tiene propiedades deonda que es caracterizada por su frecuencia (o longitud de onda)
Velocidad de la luzen el vacío es unaconstante:c ≈ 300 000 km/s
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Espectro electromagnético visible
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Espectro electromagnético entero
[cm]
¿Qué se puede observar en cada longitud de onda?
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Espectro electromagnético entero
Hidrógenoatómico
Polvo interestelar
EstrellasGas caliente
Gas muy calienteProcesos relativistas: -estrellas de neutrones -agujeros negros
………
[cm]
Gas y partículas frías
Moléculas
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Observamos la Vía Láctea
Visto desde la hemisferia norte …y de la hemiferia sur
En el óptico vemos estrellas, zonasoscurecidos por el polvo interestelar ygas ionizado.
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La Vía Láctea en…….
Radio
Radio (Gas atómico)
Radio mm (Gas molecular )
Óptico
Infrarrojo cercano
Infrarrojo lejano
Rayos X
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Espectro electromagnético entero
Atmósfera Atmósfera
Gas y partículas frías
Polvo interestelarEstrellasGas caliente
Gas muy calienteProcesos relativistas: -estrellas de neutrones -agujeros negros
Hidrógenoatómico
Moléculas
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Conceptos básicos para la medición:
– Densidad de flujo: F– Luminosidad: L– Intensidad: I– Brillo superficial: µ– Magnitudes aparentes y absolutas (otra forma de expresar
el flujo y luminosidad)
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Intensidad ángulo sólido
Intensidad Iν
!
I" =dE"
dA cos(#)d$ d" dt
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Brillo superficial
Galaxia M101 de alto brillo superficialLeo I: galaxia enana de bajo brillosuperficial
Brillo superficial no depende de la distancia (mientras objeto sigue extendido)
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Filtros en el sistema Johnson-Cousin
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Mecanismos de radiación
– Líneas espectrales de átomos y moléculas– Cuerpo negro– Otros:
• Radiación sincrotrón• Emisión radio térmica
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Espectros: Ejemplo de H
• En moléculas y átomos electronesde la envoltura pueden estar endiferentes niveles energéticosdiscretas
• Si pasan de un nivel a otroemiten/absorben la diferencia deenergía en un fóton:
dE = h ν
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Atomo de hidrógeno
Espectro de hidrógeno: consiste de diferentes series (Lyman, Balmer,Paschen …)
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Líneas de emisión, de absorción y emisióncontinua
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Ejemplos
Clasificación de estrellas
Estudio de región de gas ionizadoalrededor de estrella masivas (regionesHII
NGC 604 en galaxias cercana M33
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Espectros de moléculas
• Aparte de estas transiciones electrónicas, las moléculas tienen dos tipos detransiciones más:– Transiciones vibracionales– Transiciones rotacionales
• También se cumple: dE = h ν donde dE es la diferencia de energía entrelos niveles
• Energías son más bajas:– Transiciones electrónicas: IR → UV– Transiciones vibracionales: IR– Transiciones rotacionales: milimétrico
• Ventajas de las transiciones rotacionales:– Se exciten más facilmente → se traza gas frío– No sufren extinción interestelar
→ La única forma (junto con la emisión del polvo) que tenemos para observarzona muy jóvenes de formación estelar
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Ejemplo: Moléculas en en la nube deformación estelar de Orion
Muchas lineas, permite hacer “astroquímica”
También hay líneas no identificadas(Mauersberger et al. (Pico Veleta))
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Emisión espectral de hidrógeno atómica
• 1945: Hendrik van der Hulst predijo que átomos dehidrógeno iban a emitir una línea a 21 cm debido a energíaliberado con cambio de espin relativo de protón y electrón.
• En un átomo individual: Esta transición pasa cada millón deaños
• 1951: Primera observación de la línea de 21cm
Emisión a 21 cm
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Imágenes en HI pueden sermuy diferentes deimágenes en el visible
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Informacíon que nos dan las líneas
• Frecuencia/patrón de líneas: Qué átomos/moléculas hay• Frecuencia observada de una línea conocida: con el efecto
Doppler → velocidad de la fuente:– Determinar distancia a través del corrimiento al rojo– Movimiento del gas:
• Curvas de rotación de galaxias• Determinación de discos en rotación
– Movimiento de estrellas, p.e. estrellas binarias espectroscopicos
• Forma de la línea:– Desanchamiento:Debido al efecto Dopler (temperatura, movimiento
propio, presión)– Asímetrias (sobre todo en HI)
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Emisión de cuerpo negro
Cuerpo negro: Cuerpo queabsorbe toda la radiaciónque entra. Es unabsorbente “perfecto” (ytambién es un emisorperfecto).
Los fotones que emite están enequilibrio termodinámico(la emisión se llamatambién “emisióntérmica”)
El espectro depende solamentede la temperatura.
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El sol como cuerpo negro
El sol está en una buena(aunque no perfecta)aproximación uncuerpo negro. Laradiación que entraríaen la superficie, laaborbería.
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La tierra como un cuerpo negro
No se un cuerpo negroperfecto, pero sepuede aproximarrelativamente bien
Bandas de absorpción
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Otros cuerpos como cuerpos negro
• Cualquier cuerpo que essuficientemente opaco(absorbente) es en “buena”aproximacion un cuerop negro.