capacitación en astronomía y astrofísica luz y ondas...
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Capacitación en astronomía y astrofísica
Luz y Ondas Electromagnéticas
BARBIER Hugo
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Capacitación Astrofísica
PLAN:
1-Naturaleza de la luz
2-Espectros
3-Modelos átomicos y espectros
3-Radiación del cuerpo negro
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Luz: onda o partícula?2 teorías en competencia:→Teoría corpuscular
→Griegos (noción de rayos)
→Snell (1621)→Newton (XVII-XVIII)
→Teoría ondulatoria→Grimaldi (XVII) →Young (1804)→Huygens (1670)→Fresnel (1815)
Teoría actual-> Teoría cuántica (XX)
-La propagación de la luz es rectilínea (en general, o enprimera aproximación):
-Ley de la reflexión-Ley de la refracción
-Fenomenos que no son compatible (o dificilmente) con la propagación rectilínea.
-Difracción-Interferencias
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Reflexión – Refracción
Griegos, Ley de reflexión:
i = r
Ley de refracción (ley de Snell):
n1 sen(i) = n2 sen(t)
Índice de
refracción:
n1 = c / v1
N2 = c / v2
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Reflexión - Absorción
Información sobre la
superficie.
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La refracción en astrofísica
Índice de refracción vacío n= 1
Índice de refracción aire n = 1,00029
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Difracción
Principio de Huygens: la apertura puntual es como una fuente esférica.
-> Huygens logra explicar un poco la progagación rectilínea
y no rectilínea con su principio
Fenómeno muy común
para el sonido
Desviación de la luz de su trayectoria rectilínea que
no se puede explicar por la reflexión o la refracción
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Difracción, ejemplos:
Sombra provocada por un obstáculo
iluminado por una onda plana roja
Patrón de difracción después de
una apertura rectilínea bi-
dimensional
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Difracción – principio de Huygens
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Interferencia – Experimento de la doble rendija ( Young 1801)
2 ondas o más interfieren: según la posición en la pantalla,
se puede tener luz o no.
Se habla de interferencia constructiva o destructiva. 10/45
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En cada punto de la pantalla donde llegan las ondas, se puede hacer la
suma de las amplitudes y calcular la intensidad: I proporcional a la
amplitud total al cuadrado.
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Interferencia con fotones
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Interferencia con electrones
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Onda ElectromagnéticaDesarrollo de la teoría siglo XIX
→Fresnel: Desarrollo matemáticode la teoría ondulatoria, 1815
→Maxwell: desarrollo de la teoríaelectromagnética 1870→La luz (visible) es una
OEM
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Ozono, oxígeno
Agua,
Dióxido de carbono
Cargas
eléctricas
en la alta
atmosfera
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Onda ElectromagnéticaDesarrollo de la teoría siglo XX
→Einstein estudia el efectofotoelectrico (1905): necesidad de usar cuantos de energía: fotones→ DUALIDAD ONDA PARTICULA
→1930-1950 Desarrollo de la teoríacuántica
→1958 Descubrimiento del láser
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Dualidad onda-partícula
→Según la experiencia que se realiza, se puede ver la luz como una onda o comofotones
→Propiedades de la onda:su amplitud: A o Esu frecuencia: f (Hz) su periodo: T = 1/f (s) Longitud de onda λ = c / f (m)
→Propiedad del fotón: su energía está relacionada con la frecuencia de la onda: E = h.f (J)→h:constante de Planck: 6,62 × 10−34 Js
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Se dispara el laser a la atmosfera para crear una "estrella artificial"
cerca de la estrella o cuerpo celeste que se quiere observar. Viendo
las deformaciones que sufre esta estrella artificial, se puede estimar
como viene deformada la luz de la estrella a observar, y en función
de eso se realizan las compensaciones necesarias.
Óptica adaptativa (siglo XX – XXI)
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Capacitación Astrofísica
PLAN:
1-Naturaleza de la luz
2-Espectros
3-Modelos átomicos y espectros
4-Radiación del cuerpo negro
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Decomposición de la luz: El prisma de Newton
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Decomposición de la luz
Como funciona el prisma?
Calcular el ángulo entre el rojo y el violeta a la salida del prisma.
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Decomposición de la luzRed de difracción
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Espectro del sol
Franhofer1813
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Decomposición de la luz : espectros
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El espectro es diferente para cada elemento químico
Para un elemento, las líneas de emisión y de absorción son las mismas
Kirchhoff – Bunsen 1850
Espectros de emission y de absorción
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Estudio de la composición de la atmósfera al momento de los eclipses
Aplicación a los exoplanetas:
Espectro del sol: abosroción por su atmosfera
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Capacitación Astrofísica
PLAN:
1-Naturaleza de la luz
2-Espectros
3-Modelos átomicos y espectros
4-Radiación del cuerpo negro
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Modelo de Bohr (1913) y líneas espectrales
-Orbitas autorizadas, Estados estacionarios
(no hay radiación)
-Absorción (o choque) -> átomo excitado
-Desexcitación -> radiación
-Átomo con un electrón
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Líneas espectrales del hidrógeno
eV: electronvoltio (unidad de energía)
->variación de energía cinética
que experimenta un electrón al moverse
desde un punto A hasta un punto B
cuando la diferencia de potencial
del campo eléctrico es de 1 voltio. 1eV = 1.602 × 10−19 J
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Formula de Balmer
-Calcular las longitudes de onda y las
frecuencias de las 3 primeras líneas
de la serie de Balmer.
-Calcular las diferencias de energía entre esos 3 niveles.
-Calcular la energía de disociación del hidrogeno en J y en eV.
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Capacitación Astrofísica
PLAN:
1-Naturaleza de la luz
2-Espectros
3-Modelos átomicos y espectros
4-Radiación del cuerpo negro
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Cuerpo negro
-Absorbe toda la radiación que le llega.
-> no refleja nada (por eso se llama cuerpo “negro”)
-Ejemplo: una cavidad
-Emite una radiación: la radiación del cuerpo negro.
Esa no depende de su composición sino de su temperatura
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Radiación emitida por un Cuerpo negro
Muchos cuerpos se pueden considerar como una aproximación
de un cuerpo negro: una estrella, ustedes, el universo…
Ley de Planck:
h: constante de Planck
h = 6,62 10-34 J.s
k: constante de Boltzman
k = 1,38 10-23 J K
C: velocidad de la luz
c = 3 108 m/s
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Radiación del cuerpo negro
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Ley de Desplazamiento de Wien
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Ley de Stefan Boltzman
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Determinación de la composición de la atmósfera del sol
→ Información sobre la composición de la atmósfera del Sol y la de la Tierra
Espectros del sol:
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Gracias
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