Radiacin que informacin recibimos del cielo

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Radiaciónque información recibimos del cielo?

• Mag. Andrea Sánchez (DA- FC)
• Cátedra Alicia Goyena
• Mayo del 2002

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Radiación información que llega desde el cielo.

• Los objetos de estudio de la Astronomía son
  objetos lejanos (por ej. viajando a c)
• Luna 1 segundo
• Sol 8 minutos
• Próxima Centauri 4.3 años
• Debemos analizar los portadores de información,
  aplicar las leyes de la física (como las
  conocemos en la Tierra) para interpretar la
  radiación electromagnética que nos llega de
  nuestros objetos de interés.
• Radiación cualquier forma en que la energía se
  trasmite de un punto a otro del espacio, sin
  necesidad de conexión física.
• Electromagnética la energía se transporta en
  forma de campos eléctricos y magnético
  fluctuantes.

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• Luz visible tipo particular de radiación para la
  cual el ojo humano es sensible (tenemos
  detectores para la luz).
• Vemos distintos colores porque nuestros ojos
  reaccionan de manera diferente a distintas
  longitudes de onda. Al pasar por un prisma los
  rayos de luz de diferentes longitudes de onda se
  refractan diferente. (fig 3.10)
• Ejemplo
• luz roja l 7 . 10E 7 m
• luz violeta l 4. 10 E 4 m
• Nuestros ojos tienen mayor sensibilidad para l
  5500 A (verde-amarillo) que coincide con el
  máximo de la emisión solar.
• Radiación electromagnética invisible rayos
  gamma, rayos X, UV, IR, Ondas de Radio.
• Todas viajan a la velocidad de luz.
• Conforman el espectro electromagnético (fig.
  3.11)

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Fig. 3.10 difracción de la luz
Fig 3.11 visible (sólo una fracción) Longitudes
de onda involucradas Ventanas atmosféricas
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Opacidad atmosférica

• Ya vimos que tenemos detectores sólo para una
  pequeña fracción del EEM.
• Además sólo una fracción de la radiación llega a
  nosotros debido a la opacidad selectiva de la
  atmósfera terrestre.
• Mayor opacidad implica que menor radiación
  atraviesa la atmósfera. (fig. 3.11).
• Causas de la opacidad
• Vapor de agua y oxígeno ondas de radio con l lt 1
  cm.
• Vapor de agua y CO2 absorben radiación IR
  (recordar)
• Ozono UV, rayos gamma, rayos X
• Visible (imprevisto y cotidiano) nubes
• Interacción UV solar con alta atmósfera
  ionósfera (capa conductora a 100 km) Refleja l gt
  10 m análogo a un espejo (transmisiones AM).
• Ventanas atmosféricas Visible, Ondas de radio
  (parte), IR (poca humedad).

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Distribución de la radiación la hipótesis de
cuerpo negro.

• Intensidad cantidad de radiación en cualquier
  punto del espacio.
• Si grafico I vs l (o frecuencia) curvas de
  Planck. (fig 3.12).
• Esta gráfica está asociada a la radiación de
  cuerpo negro absorbe toda la energía recibida y
  reemite lo mismo que absorbió.
• La curva de Planck no cambia de forma, sí de
  posición) (fig. 3.13)
• Ejemplo de metal caliente.
• Leyes de radiación
• Ley de Wien lM 0.29 cm / T (T en K)
• Ley de Stefan-Boltzman F s T4
• Para la ley de Stefan se considera el flujo de
  energía (energía /m2 . s) y s 5.67.10(- 8)
  W/m2 K4

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Aplicaciones astronómicas
El Sol en distintas l a) visible b)UV c) rayos X
d) ondas de radio

• Fig 3.15
• Las curvas de Plank y el máximo de emisión para
• Nube de gas
• Estrella joven
• Sol
• Cúmulo estelar (omega Centauro)
• T 60,600,6000 y 60000 K respectivamente

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Lineas espectrales

• Espectro descomposición de la radiación en sus
  longitudes de onda constitutivas.
• Continuo por ejemplo una bombita emite
  mayormente en el visible, con un espectroscopio
  se ve el arco iris.
• Líneas de emisión tengo una recipiente
  transparente con hidrógeno gaseoso y hago una
  descarga algunas líneas brillantes
  características de cada elemento. (fig 4.3)
• Líneas de absorción para un elemento dado están
  en el mismo lugar (igual l) que las de emisión.
  (fig 4.4, 4.6)
• Leyes de Kirchoff
• Sólidos o líquidos a alta densidad contínuo
• Gas caliente a baja densidad emisión
• Gas a menor T absorción

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Fig. 4.3 Líneas de emisión de algunos elementos
Fig. 4.4 El espectro solar
Fig. 4.5 Emisión absorción del doblete del Na.
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El origen de las líneas espectrales

• Supongamos la situación de una fuente de contínuo
  a la que se interpone gas a menor T (ej interior
  y capas exteriores de una estrella).
• El coninuo tiene fotones (cuantos de luz) de
  todas las energías, pero la mayoría no van a
  interactuar con los átomos de gas, solamente se
  absorberá energía de aquellos que provoquen
  transiciones en los orbitales atómicos desde un
  estado a otro (fig 4.10)
• Los fotones de energía adecuada excitarán al gas
  y generarán las líneas de absorción (que indican
  los niveles de orbitales entre los átomos del
  gas).
• Los átomos excitados rápidamente vuelven a su
  estado base, pero
• La emisión de fotones correspondiente es en
  cualquier dirección
• En cascadas hasta el estado base
• Un segundo detector podría registrar esto como
  re-emisión del gas

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Fig. 4.10 El origen de las líneas espectrales
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Venus el efecto invernadero.
Balance térmico en las atmósferas de a) la Tierra
y b) Venus
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Qué ocurrió en Venus?Planetología comparada

• El 96 de la atmósfera es CO2 (gas por
  excelencia del efecto invernadero junto con el
  vapor de agua). Absorbe el 99 de la radiación
  emitida por la superficie.
• En la Tierra la atmósfera no es primordial, hay
  una atmósfera secundaria debido a la actividad
  volcánica, data de 4000 millones de años.
• El Nitrógeno terrestre fue liberado a la
  atmósfera por la acción de la luz del Sol en los
  compuestos que lo contienen, además que el agua
  condensó y el Co2 se disolvió en agua líquida.
• El CO2 remanente se combinó con las rocas.
• Gran parte de nuestra atmósfera secundaria pasó
  rapidamente a formar parte de la superficie.
• Si liberaramos el CO2 de los océanos y las rocas,
  nuestra atmósfera tendría 98 de este compuesto
  y sería 70 veces la actual.
• Venus está mas cerca del Sol, entonces el agua no
  condensó (mayor T), por lo tanto el CO2 no se
  disolvió y se mantuvo en la atmósfera. El efecto
  invernadero comenzó a funcionar inmediatamente
  y se retroalimentó (runaway greenhouse)
• La molécula de agua en la alta atmósfera se
  divide por acción de la radiación UV, el H se va
  y el 02 se combina con otros gases de efecto
  invernadero.

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Marte efecto invernadero inverso

• Marte adquirió una atmósfera secundaria por
  desgaseamiento al comienzo de su historia
  (analogamente con los otros planetas
  terrestres).
• Condiciones climáticas favorables, a pesar de la
  distancia al sol la mayor parte de la composición
  atmosférica es CO2, el efcto invernadero
  mantendría la T por encima de los 0 grados, agua
  líquida.
• Imacto? Pérdida de parte de la atmósfera.
• El Co2 que quedó se disolvió en agua líquida y
  combinó con las rocas (tal vez la reposición
  volcánica prolongó las buenas condiciones por 500
  E 6 años).
• Al bajar el nivel de CO2 bajó la T, se congeló
  el agua, por lo que bajó el nivel de vapor de
  agua atmosférico y hubo menor concentración de
  gases de efecto invernadero.

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Júpiter y Saturno calor desde el interior ?
Júpiter estructura interna Emite el doble de
energía que recibe del Sol. Causa lenta difusión
de la energía gravitatoria, residuo de la
formación planetaria.
Saturno estructura interna. Reemite 3 veces mas
que absorbe. Causa Contracción gravitacional por
la decantación de He que no se disuelve en H
líquido.