página web guías de estudio - astro.puc.clnpadilla/docencia/entradas/2016/3/28_astro... ·...

Pagina web visita observatorio.

http://www2.astro.puc.cl/ObsUC/index.php/Teaching

http://astronomia-elemental.blogspot.cl/p/descarga.html

Página web guías de estudio

Libro en castellano: Astronomía elemental volumen 1 y 2

http://www.astro.puc.cl/~npadilla/Docencia/Docencia.html

1. In Situ2. Telescopios3. Observación4. Luz

Temario Obtención

de datos

n Ejemplo: distancia a las estrellas más cercanas. La comunicación se haría muy difícil. Para objetos aún más lejanos, sería imposible.

Velocidad de la luz

nFinita: aproximadamente 300.000 km/s

Aberración de la luzn Como la luz tiene una velocidad finita, si nos

movemos rápido podemos detectar la aberración. n Analogía con un paraguas cuando llueve.

n La Tierra se mueve a 30 km/s alrededor del Sol, y la luz de una estrella distante llega con c=300000km/s. Tengo que apuntar el telescopio inclinado por un ángulo 30/300000 rad = 20”.

n Es otra demostración que la Tierra se mueve alrededor del Sol.

n Medido por James Bradley en 1727 por primera vez.

V0 km/s 60 km/s 250 km/s

Naturaleza Ondulatoria

n Dos propiedades intrínsecas de las ondas:

u Difracción u Interferencia

Naturaleza Ondulatoria

n Dos propiedades intrínsecas de las ondas:

n Difracción n Interferencia

Naturaleza OndulatoriaChristiaan Huygens sugirió en 1678 que la luz se propagaba como una

onda. Thomas Young, 1801, demostró la naturaleza ondulatoria de la luz. Hizo el experimento de pasar luz por dos ranuras casi juntas, y observó el patrón de interferencia proyectado que resultaba.

Naturaleza Ondulatorian Lo que sucede es que los dos

frentes de onda interfieren. Al superponerse, partes de esos frentes se suman y partes se restan, dependiendo de la longitud de onda de la luz.

Idea Moderna de la Luzn James Maxwell, 1860, describe todas las propiedades del

electromagnetismo en 4 ecuaciones. n Al combinar estas ecuaciones demuestra que los campos

eléctricos y magnéticos se propagan en el espacio. n Son observados como ondas que viajan a 300,000 km s-1

n La luz es radiación electromagnética.

n Formalismo de radiación electromagnética: J. C. Maxwell (1864)

Luz

11

n Formalismo de radiación electromagnética: J. C. Maxwell (1864)

Luz

Propagación de la Luzn Toda onda se propaga:

u Las ondas acústicas necesitan un medio para propagarse, y su velocidad depende del medio.

u Las ondas electromagnéticas no necesitan un medio, se pueden propagar en el vacío, y su velocidad es c.

n Existen ondas en una, dos y tres dimensiones. n La luz es una onda transversal (oscila en dirección

perpendicular a la que viaja).

n El brillo de un objeto decrece con el cuadrado de la distancia a la fuente.

n Muy importante para la astronomía!

Propagación de la Luz

Propagación de la Luzn Normalmente la luz se propaga en línea recta con

velocidad c. n El Sol radía en todas direcciones. Entonces, cuando la luz

del Sol llega a la Tierra, está distribuida sobre una cáscara esférica de radio 1 UA u La intensidad por unidad de área disminuye como el inverso del

área. u Brillo aparente de una fuente depende de la cantidad de luz

que ha pasado por unidad de área (pupila).

Ejemplo: los paneles solares del rover de la nave Spirit en la superficie de Marte reciben el 44% de la energía solar que recibirían en la Tierra.

Naturaleza dual de la Luz

Albert Einstein, 1905, obtiene el premio Nobel por la explicación del efecto fotoeléctrico.

El propone que a veces la luz se comporta como onda y otras como partícula. u Se basó en la observación de que es posible arrancar e- de la

superficie de metales con haces de ondas cortas mientras con haces de longitudes más largas esto no ocurría.

u Propuso la existencia de los fotones, paquetes de ondas. u Fotones de distintas longitudes de onda tienen distintas energías. u Los fotones no tienen masa ni carga eléctrica.

E = hν

n Energía es una propiedad de las partículas

n Frecuencia es una propiedad de las ondas

n La luz visible es sólo un tipo de radiación electromagnética.

Naturaleza dual de la Luz

Propiedades de la materia

n Escalas diferentes también influyen

“shells”

Considere la silla en la que está sentado. Es sólida. Pero es más que nada vacío.

Interacción entre materia y luzUn material puede “absorber” energía (por ejemplo calor o luz), volviéndose más energético (más caliente, mayor velocidad), e irradiar esa energíaTemp = velocidad prom. del materialEste “enfriamiento” produce un espectro termal, donde el peak está relacionado con la temperatura del material. La forma depende de su velocidad.

El calor cambia ligaduras

Una estrella que emite el máximo de energía en el infrarrojo es

A. mas fria que el sol B. mas caliente que el sol C. mas grande que el sol D. viajando hacia nosotros a alta velocidad

Una estrella no será observable si su máximo de energía está

A. en el infrarojo B. en el óptico C. en el ultra-violeta D. en la banda de rayos X E. en la banda de radio.

Propiedades de la materia

Isótopos (n. de neutrones)

ElementosN. Atomico(N. de protones)

Los electrones ocupan cáscaras(distintos tipos de cáscaras, dependiendo del núcleo)

Interacción entre luz y materia

Los electrones se pueden excitar ya sea por luz, o intercambio de “calor”.

Foto-excitación, o excitación por colisión.

Longitud de onda depende de diferencia de tamaño de cáscara!

Interacción entre materia y luz

Notar que la malla de difracción separa los colores igual que un prisma

Porqué un gas tiene que estar a alta temperatura para producir líneas de emisión?

A. Gas caliente absorbe más energía que la que emite. B. Los electrones tienen que estar en niveles de energía alta C. Gases calientes emiten fotones más energéticos D. Fotones fríos no tienen suficiente energía para llegar a la tierra. E. Cosas calientes brillan, las frías no

Efecto Doppler: λobs ~ λreposo / (1-v/c)

Al igual que el sonido, la luz también sufre el efecto DopplerLa velocidad estira o comprime ondasNos permite saber el movimiento de objetos.

wavelength λ =>

Efecto Dopplern Efecto Doppler observado

en estrellas binarias. n Se invierte la posición de las

líneas como resultado del movimiento orbital.

n Podemos saber que es una binaria, aunque no se vea la compañera.

n Podemos medir períodos, semiejes, y hasta masas en algunos casos.

n El efecto Doppler, primero se midió en luz, primero se midió en sonido, primero se teorizó.

Teorizado 1842 en sonido 1845

luz 1848

Suponga que dos observadores ven el espectro de una nube de gas en un laboratorio. El primero reporta líneas de emisión, el segundo de absorción. Cómo se explica esto?

A. El primer observador ve el gas delante de un fondo caliente B. El segundo ve el gas delante de un fondo caliente C. Un observador se mueve más rápido que el otro. D. Los átomos están formando moléculas.

Espectro del SolEn el Sol se observan líneas espectrales superpuestas

al espectro del Cuerpo Negro (continuo) Tsol= 5800 K

Líneas de Fraunhofer (1814)F = σT4

Hα

Na

Mg Hβ

Elementos en estrellas

Información Espectral

Característica Espectral

Información Obtenida

Máximo del espectro continuo

Temperatura (Ley de Wien)

Líneas presentes Composición química

Intensidad de las líneas

Composición, Temperatura

Ancho de las líneas Temperatura, rotación, densidad, campo magnético, V (turbulencia)

Efecto Doppler Velocidad radial

La espectroscopía es la herramienta más poderosa de la Astronomía.

Conceptos clave:

Qué es la luz, onda, partícula o ambas?

Pruebas de que la luz es onda.

Pruebas de que la luz es una partícula

Velocidad de la luz: finita, consecuencias (cono de luz, aberración)

Interacción materia-radiación

Emisión de cuerpo negros

Emisión/absorción de líneas

• Presentación papers: Yerko Chávez 30/3, Matías Cortés 31/3