INTRODUCCION

Elefecto Doppleres un fenmeno fsico donde un aparentecambio de frecuencia de ondaes presentado por una fuente con respecto a su observador cuando esa misma fuente se encuentra en movimiento. Este fenmeno lleva el nombre de su descubridor,Christian Andreas Doppler, un matemtico y fsico austraco que present sus primeras teoras sobre el asunto en 1842En el caso delespectro visiblede laradiacin electromagntica, si el objeto se aleja, su luz se desplaza a longitudes de onda ms largas, desplazndose hacia el rojo. Si el objeto se acerca, su luz presenta una longitud de onda ms corta, desplazndose hacia el azul. Esta desviacin hacia el rojo o el azul es muy leve incluso para velocidades elevadas, como las velocidades relativas entre estrellas o entre galaxias, y el ojo humano no puede captarlo, solamente medirlo indirectamente utilizando instrumentos de precisin comoespectrmetros. Si el objeto emisor se moviera a fracciones significativas de lavelocidad de la luz, s sera apreciable de forma directa la variacin de longitud de onda.

MARCO TEORICOEmisin y observacin

La propagacin de seales ondulatorias en el espacio, tanto si se trata de ondas de sonido, que viajan a una velocidad muy corta, de 340 m/s, como si se trata de seales luminosas, en donde las ondas electromagnticas viajan a la velocidad de la luz, de 300.000 kms/s, presentan un fenmeno para el receptor u observador de la seal que fue descubierto en el ao 1842 y se conoce como Efecto Doppler, o bien, Efecto Doppler-Fizeau.

En esencia, el efecto consiste en el hecho de que el observador u receptor de la seal la recibe con una frecuencia distinta a la frecuencia con la que fue emitida si hay movimiento relativo entre el emisor y el observador de la misma.

Esta frecuencia distinta, o, si se quiere, longitud de onda distinta, pues la longitud de onda l est relacionada con la frecuencia f por la expresin u=l.f, siendo u la velocidad de la seal, implica que en unos casos el observador ve mayores y en otros menores longitudes de onda que las emitidas por el foco. Es decir, si son sonidos, unas veces los encuentra ms graves (menores longitudes de onda) y otras ms agudos (mayores longitudes de onda), y, por otra parte, si son seales luminosas, encuentra que en el espectro correspondiente al objeto que emite la seal unas veces las lneas de absorcin quedan ms hacia el rojo (longitudes de ondas menores) y otras quedan desplazadas hacia el azul (longitudes de onda mayores).

Fijando un sistema de referencia exterior al observador y al foco emisor de la seal, podemos hacer un estudio considerando movimientos tanto en el emisor como en el observador, en la recta que une a ambos, y tanto de acercamiento como de alejamiento. Ciertamente, el movimiento de ambos puntos no tiene necesariamente que tener la direccin de la recta que los une, pero siempre se puede considerar la componente en esa direccin.

Si consideramos un punto emisor, E, y un punto de observacin, O, podemos hacer una anlisis sencillo de la situacin considerando una simple onda longitudinal emitida por E y observada por O.En cuanto a su movimiento relativo puede ser, naturalmente, de reposo, de alejamiento o de acercamiento. Las situaciones posibles seran

a) Emisor acercndose al observador y observador alejndose del emisor.b) Emisor acercndose al observador y observador acercndose al emisor.c) Emisor alejndose del observador y observador alejndose del emisor.d) Emisor alejndose del observador y observador acercndose al emisor.

Grficamente:

Un breve razonamiento

Para obtener la relacin entre la frecuencia de la onda observada, f, y la frecuencia de la onda emitida, f, podemos considerar uno cualquiera de los casos anteriores y describir, mediante una sencilla ecuacin lineal, el tiempo de salida de la onda del emisor y el tiempo de llegada de la onda al observador.

Supongamos, pues, el primero de los casos, en el que el emisor se acerca al observador y el observador se aleja del emisor, con velocidades respectivas ve y vo.Supongamos que sea d la distancia inicial entre el emisor y el observador y que sea u la velocidad de propagacin de las ondas emitidas.En el tiempo inicial, cuando entre el emisor y el observador existe la distancia d, sale una onda del emisor que es recibida por el observador en el tiempo de t segundos, y mientras circula la onda, tambin el observador se ha desplazado con su velocidad vo. Por lo cual:

u t d v tUn periodo de tiempo, T, despus de la salida de la onda anterior del emisor sale una segunda onda, que alcanza al observador cuando ste ya se ha desplazado durante t segundos. La onda se ha desplazado, hasta alcanzarlo, durante un tiempo de t T segundos. En este caso, el emisor se haba desplazado durante T segundos hasta emitir esta segunda onda. Se tiene:

u.(t'-T)=d-ve.T+v0.tSi eliminamos la distancia d entre ambas ecuaciones [1] y [2], se tiene:

y ordenando:

Y, siendo la diferencia de tiempos t-t el intervalo con el que el observador ve llegar las dos ondas consecutivas, es decir el periodo observado T= t- t, se tiene:

Y teniendo en cuenta que el periodo se define como el inverso de la frecuencia:

o bien:

Que es la frmula deducida para el caso de que el emisor y el observador se muevan en el mismo sentido con alejamiento del observador.Para obtener los dems casos basta cambiar de signo la velocidad del emisor o del receptor. En definitiva, se obtiene:

En funcin de la longitud de onda, que se define como el producto de la velocidad de propagacin de la onda por el periodo (l = u.T = u/f), se tiene:

Relacin entre los parmetros de la onda observada y de la onda emitida

Veamos cual es la frecuencia f y la longitud de onda l que detecta el observador en cada uno de los casos de movimiento relativo posibles:a) Emisor acercndose al observador y el observador alejndose del emisor.

Si se alejan (vo >ve) se tiene:

La frecuencia observada es menor que la frecuencia emitida, o sea, los sonidos observados son ms graves y las longitudes de onda en el espectro de emisin son mayores, es decir, desplazadas hacia el rojo.

- Si se acercan (vo ve) se tiene:

La frecuencia observada es mayor que la frecuencia emitida, o sea, los sonidos observados son ms agudos y las longitudes de onda en el espectro de emisin son menores, es decir, desplazadas hacia el azul.- Si se alejan (vo . En este caso hay desplazamiento hacia el rojo, por lo que el emisor se est alejando del punto de observacin. Entonces:

La variacin relativa de longitud de onda ser:

Ejemplo:

Las lneas observadas, de longitud de onda l, aparecen a la izquierda, hacia el rojo, de las longitudes de onda medidas en reposo, .

Ejemplo de clculo de la velocidad de alejamiento de un objeto:Sabemos que en el laboratorio las lneas de emisin del sodio en estado de reposo presentan una longitud de onda de 589,6 y 589 nanmetros, ambas muy prximas, dentro del amarillo. Al medir estas lneas en el espectro de emisin de cuerpo en el espacio interestelar, nos encontramos que presentan unas longitudes de onda algo diferentes: 590,5 y 589,9. Encontrar la velocidad del cuerpo que presenta tal espectro para el sodio.

Solucin

Puesto que las longitudes de onda medidas son mayores que las que corresponden al espectro de emisin del sodio en reposo, en el laboratorio, se observa que estn desplazadas hacia el rojo, por lo que el cuerpo se est alejando de nosotros. Calculemos la velocidad de alejamiento:

2) < En este caso hay desplazamiento hacia el azul, por lo que el emisor se est acercando al punto de observacin. Entonces:

La variacin relativa de longitud de onda ser ahora:

(esta velocidad resulta positiva, pues la variacin de longitud de onda es negativa en este caso)

Ejemplo:

En este ejemplo, que correspondera a un sistema que se acerca al punto de observacin, las longitudes de onda observadas se aproximan al azul, hacia la derecha.Ejemplo de clculo de la velocidad de acercamiento:Si al medir las lneas del espectro del Hidrgeno procedente de un objeto lejano, encontramos que la lnea de absorcin en el naranja presenta una longitud de onda de 655.3 nanmetros. A qu velocidad relativa de nosotros se desplaza el objeto? Se aleja o se acerca?---Miramos en el laboratorio y vemos que la lnea naranja del hidrgeno en reposo presenta una longitud de onda de 656 nanmetros. Por tanto, la longitud observada es menor, es decir, hay un de desplazamiento hacia el azul, lo que indica que el objeto se est acercando. Veamos a qu velocidad:

En general, puesto que la velocidad resulta siempre con signo positivo, podemos escribir simplementev = c.z

Donde es z = la variacin relativa de longitud de onda.

As, para un z=0,1 hacia el rojo, la velocidad de alejamiento del objeto es de v= 30.000 kms/s.Para una galaxia en la que z = 0,15 la velocidad es v=45.000 kms/s alejndose de nosotros si el desplazamiento es hacia el rojo, o acercndose si es hacia el azul.Para valores de z mayores que 0,15 la frmula anterior necesita una correccin relativista, pues la velocidad de los objetos en los que se medira el desplazamiento de las rayas de su espectro presenta rdenes comparables a la velocidad de la luz.

APLICACIONES DEL EFECTO DOPPLER

Podemos destacar en dos grandes campos en astrofsica y en medicina (neuroecografias)

Efecto Doppler En Astrofsica

DOPPLER RED SHIFT y BLUE SHIFT DEL ESPECTRO

Un objeto luminoso que se acerca a gran velocidad emite luz a una longitud de onda ms corta, esto se conoce como DOPPLER BLUE SHIFT.Un objeto luminoso que se aleja a gran velocidad emite luz a una longitud de onda ms larga, esto se conoce como DOPPLER RED SHIFT

Analizando las lneas del espectro emitido por un objeto en movimiento, se observa que se encuentran en una posicin diferente a las que son emitidas por un objeto estacionario.Doppler RED SHIFT (Corrimiento hacia el rojo):Si el objeto se esta alejando del observador, las lneas de su espectro se vern desplazadas hacia longitudes de onda ms largas (color rojo).Doppler BLUE SHIFT (Corrimiento hacia el Azul):Si el objeto se est acercando al observador, las lneas de su espectro se vern desplazadas hacia longitudes de onda ms cortas (color azul).

La variacin de la longitud de onda de las lneas del espectro indica directamente:La direccin del movimiento.La velocidad de rotacin.La velocidad relativa del objeto respecto al observador (solo alo largo de la lnea que une el objeto con el observador -> velocidad radial). La ecuacin es: / 0 = v / cv = velocidad del objeto.c = velocidad de la luz.= longitud de onda del espectro estacionario (sin movimiento).= longitud de onda medida longitud de onda sin movimiento

Si es negativa, el corrimiento de las lneas del espectro es hacia el azul;Si es positiva, el corrimiento de las lneas del espectro es hacia el rojoEJEMPLO

Comparando, por ejemplo, la posicin de la lnea del hidrgeno Halpha, del espectro obtenido en el laboratorio con la misma lnea de cierto objeto, podemos verificar que se encuentra desplazada hacia el rojo; despus de haber medido cuidadosamente la diferencia entre las longitudes de onda, se encuentra que es de 10 nm.

La ecuacin del efecto Doppler establece que: / 0 = v / c De donde: v = c * / 0 0 = 656 nm = 656 * 10-9 metros = 10 nm = 10 * 10-9 metrosc = 300000 km/s = 3 * 108 m/sv = 4573 km/s La resolucin de los espectrgrafos modernos permite realizar mediciones de velocidad con la precisin de 60 m/s.

Espectrgrafo de alta resolucin del Telescopio Nacional Galileo.Es importante aclarar que para calcular la velocidad de un objeto por medio del efecto Doppler, el movimiento del objeto debe ser paralelo a la lnea que une el observador con dicho objeto. Por esta razn se le denomina velocidad radial.

Si el movimiento del objeto es paralelo al movimiento del observador, el efecto Doppler no es observado, por lo tanto hay que utilizar otros mtodos para poder calcular la velocidad tangencial. Esta velocidad es muy complicada de determinar porque el Sol y la Tierra se mueven con respecto a las dems estrellas.

Cuando una estrella, una galaxia, o cualquier objeto extendido, gira alrededor de un punto o sobre si mismo, las lneas del espectro se ven desplazadas dependiendo del sentido de rotacin.Si el objeto se mueve alrededor del centro de gravedad del sistema u de otro objeto, cuando se est acercando, el espectro se recorre hacia el azul y cuando se est alejando, el espectro se recorre hacia el rojo.Es posible, entonces, determinar el sentido del movimiento de revolucin de un cuerpo alrededor de otro o de su centro de gravedad observando el corrimiento de las lneas del espectro.

ESTRELLAS DOBLES

Dos estrellas pueden pertenecer a un sistema doble, pero la distancia entre ellas es demasiado pequea y la resolucin de los telescopios no es suficiente para observarlas separadas.Pero el anlisis espectral nos permite determinar que la estrella es una doble porque se observa un desdoblamiento peridico de las lneas de absorcin. Cuando se detecta una estrella con estas caractersticas se denomina doble espectroscpica Observando el espectro de una estrella doble espectroscpica se ve que en ciertas posiciones de la rbita de una alrededor de la otra, las lneas se desdoblan. Esto sucede porque la estrella A se est acercando al observador y la estrella B se est alejando.

El desdoblamiento se debe a que el espectro de la estrella A esta recorrido hacia el azul porque se est acercando al observador y el espectro de la estrella B est recorrido hacia el rojo porque se est alejando del observador.Posicin original de las lneas de absorcin

Espectro desdoblado Pero, cuando las estrellas se encuentran en otras posiciones, como por ejemplo la mostrada en la figura, los espectros ya no se desdoblan debido a que el movimiento es paralelo al del observador, por lo tanto se obtiene un espectro nico, pero recorrido hacia el rojo o el azul dependiendo del movimiento de todo el sistema respecto del observador.

En este caso las lneas del espectro no presentan el desdoblamiento. Pero se observa un desplazamiento hacia el rojo o hacia el azul dependiendo del movimiento del sistema completo. Este desplazamiento indica que las dos estrellas se estn moviendo en conjunto y podemos calcular su velocidad por medio del efecto Doppler.

Posicin original de las lneas de absorcin

Con la informacin anterior, podemos calcular el periodo orbital de las estrellas, porque las lneas del espectro presentan variaciones peridicas, o sea se trata de medir el tiempo que transcurre entre dos variaciones semejantes en el espectro

En esta figura se observa que el sistema se est alejando del observador con una velocidad de 12 km/s, que el periodo orbital de las estrellas es de aproximadamente 16 das.

Adems, graficando los datos y tomando en cuenta el desplazamiento general del espectro, se obtiene la forma de la rbita. En esta figura podemos observar un espectro real: se trata de la estrella kappa Arietis

EJEMPLO

LH54-425 es una estrella doble en la vecina galaxia Gran nube de Magallanes que consiste en dos estrellas de tipo O con una masa de 62 y 37 masas solares, orbitando alrededor de un centro de gravedad comn cada 2.25 das. La distancia entre ellas es de solo 25 millones de km y es imposible observarlas como dos estrellas separadas. Las lneas del espectro en el ultravioleta muestran este movimiento a partir del cual se determina que orbitan a gran velocidad (687000 km/hr).

Espectro de la estrella doble LH54-425 PLANETAS EXTRASOLARES

La presencia de uno o ms planetas alrededor de una estrella produce un movimiento del sistema alrededor de un centro de gravedad comn.

Desplazamiento de las lneas del espectroMovimiento de la estrella

Esto produce un desplazamiento regular del espectro de la estrella hacia el rojo y hacia el azul. El periodo de esta variacin es igual al periodo de revolucin del planeta alrededor de la estrella.El desplazamiento del espectro permite calcular la velocidad a la cual se esta moviendo la estrella alrededor del centro de gravedad. Las variaciones de la velocidad dependen de la masa del planeta perturbador, de la cantidad de planetas y de la distancia de estos a la estrella.La grfica de las variaciones de la velocidad en el tiempo se ve como la de la figura:

Si hay ms de un planeta en el sistema, la variacin del espectro es ms compleja porque el periodo es una funcin de todos los periodos orbitales que ejercen los planetas en su conjunto (como se aprecia en la figura anterior). ROTACIN DE LAS GALAXIAS

Determinar el sentido de rotacin de las galaxias es relativamente fcil si se trata de galaxias espirales vistas de frente o con un pequeo ngulo de inclinacin, observando la forma de los brazos.

Pero cuando la galaxia no es espiral o el ngulo de inclinacin de la espiral no permite distinguir los brazos, es posible determinar el sentido de rotacin por medio del efecto Doppler.

Galaxia espiral NGC4013En el caso de objetos muy extensos como una galaxia, una nebulosa o una estrella gigante, es posible, tambin, medir la velocidad de rotacin adems del sentido de rotacin en cada punto, pudiendo determinar el movimiento relativo de todos los puntos con respecto al centro de la galaxia o del objeto en cuestin observando el desplazamiento de las lneas de su espectro; esto permite reconstruir la estructura de las galaxias.

Galaxia de Andrmeda

http://www.euhou.net/docupload/images/exercise/how_to_weight- a_galaxy/galassia_doppler.jpg

El espectro de esta galaxia nos esta indicando que esta rotando y cual es el sentido de la rotacin porque las lneas del espectro tienen forma de S. Esto quiere decir que una parte de la galaxia est aproximndose hacia nosotros y la otra se est alejando (el recuadro blanco indica la posicin de la rendija del espectrgrafo).

RECONOCIMIENTO DE LAS GALAXIAS

Cuando las galaxias estn muy lejos, ya no se pueden apreciar como un objeto extendido, en las fotografas aparecen igual que las estrellas, pero utilizando un espectrgrafo se puede discriminar entre una estrella y una galaxia.

El espectro tpico de una galaxia es distinto al espectro de una estrella porque aparecen muchas lneas de emisin (sobre todo si la galaxia es un Quasar, una con Ncleo Activo o est en un intenso proceso de formacin de estrellas), en cambio en el de una estrella, prevalecen las lneas de absorcin. Otra caracterstica es que el espectro de la galaxia presenta la tpica forma de S y adems esta fuertemente desplazado hacia el rojo debido a la expansin del Universo.

Por otro lado, todas las estrellas que podemos observar con los telescopios actuales pertenecen a nuestra galaxia o a las que forman el Grupo Local, ms all de unos 100 millones de aos luz es difcil resolver estrellas

EL CONCEPTO DE REDSHIFT

El concepto de REDSHIFT no es lo mismo que el corrimiento al rojo debido al efecto Doppler, an cuando est estrechamente relacionado con este ltimo.El redshift es una cantidad sin unidades porque es la relacin de longitudes de onda, o de velocidades y se define como:

z = v / c = / o = ( o) / o

En donde: z = redshiftv = velocidad de recesin del objeto c = velocidad de la luz = diferencia entre la longitud de onda de una lnea medida en el espectro del objeto y la equivalente en laboratorioo = longitud de onda medida en laboratorioLa velocidad de recesin de un objeto depende no solo de su movimiento propio que podemos medir por medio de la ecuacin del efecto Doppler, sino que es tambin una funcin de la expansin del Universo determinada por la ley de Hubble:

v = Ho dd = v / HoEn donde:v = velocidad del objeto en Km/sd = distancia del objeto en mega parsecsHo = constante de expansin del Universo de Hubble = 70 km/s/Mpc A partir del concepto de redshift podemos expresar la ley de Hubble como:d = z c / Ho

En donde: z = redshift

El parmetro z es utilizado comnmente para indicar las distancias cosmolgicas

De la tabla anterior se ve como los objetos a grandes distancias de la Tierra se mueven a velocidades muy elevadas, por lo tanto su aspecto (independientemente del enrojecimiento debido a la absorcin inter-estelar e inter- galctica) es muy diferente al aspecto que tendran si se encontraran a esa misma distancia, pero estticos respecto a nosotros. Todos ellos tienen su espectro muy recorrido hacia el rojo, por lo tanto su color tiende a ser rojo ms intenso conforme su distancia aumenta.

EJEMPLO

En estas imgenes de Quasar se aprecia el corrimiento al rojo debido a la expansin del Universo. Mientras mayor sea la distancia, mayor es su velocidad de recesin por lo tanto su espectro es ms recorrido hacia el rojo, en consecuencia tambin su color se vuelva rojizo

Cuando la velocidad del objeto es muy elevada y es comparable a la velocidad de la luz, (a partir de un 10% de c , o sea 30000 km/s) se tiene que utilizar una variacin de la ecuacin del redshift, introduciendo una correccin relativista.v = velocidad del objeto c = velocidad de la luz = longitud de onda tomada de un espectro esttico = longitud de onda medida longitud de onda sin movimiento. z = corrimiento de las lneas del espectro

EFECTO DOPPLER EN NEUROCIENCIAS

La aplicacin del efecto Doppler en el cuerpo humano es muy amplia y ha permitido el desarrollo tecnolgico de instrumentara medica para el anlisis y estudio del organismo humanos. Estas ecografas funcionan por medio de ondas sonoras de alta frecuencia que avanzan segn los principios de las ondas mecnicas, es decir, que cuentan con una frecuencia y pueden atenuarse, dispersarse o reflejarse, estos fenmenos dependern de las estructuras situadas en el interior del organismo y sus propiedades fsicas, lo que permitir la emisin de ultrasonidos sobre la superficie. Estos ultrasonidos se reflejan al chocar con las estructuras lo que permitir recoger estas seales a travs del ecgrafo. Su funcin, basada en el eco-pulso consiste en un transductor el cual tiene la funcin de transformar el pulso elctrico en un pulso de onda sonora para emitir un pulso ultrasnico. Este pulso se reflejar como ecos que sern registrados y desplegados en un monitor por el transductor (vase imagen 3), como establece Douglas C. Giancoli en su libro Fsica. Principios con aplicaciones.Imagen . Formacin de imgenes a por ecgrafos que funcionan por Efecto Doppler

aplicacin del efecto doopler, microondas

Como recordamos del artculo anterior, gracias al efecto Doppler, un objeto que emite una onda (acstica o electromagntica) se puede averiguar de l 2 cosas:

Si el objeto se acerca o se aleja de nosotros (la ambulancia con un tono agudo se acerca y con un tono grave se aleja). Como ya indicamos utilizando este mtodo por los astrnomos se ha demostrado que la mayora de las galaxias se alejan de nosotros, y contra ms lejos estn, mas deprisa se alejan.

La velocidad de este objeto.Para calcular la velocidad del objeto primero hemos de saber la frecuencia real de la fuente ondulatoria del objeto a medir (en astronoma se utiliza el espectro de luz blanca, en la ambulancia la frecuencia de la sirena).Una vez que sabemos este dato, tomamos muestra de la frecuencia aparente que recibimos (el tono grave o agudo) y comparamos las 2 frecuencias.Segn la ecuacin:

Ecuacion 1xDonde: fl= Frecuencia aparente fs= Frecuencia del foco v= velocidad del objeto C=velocidad del la onda (en este caso la luz)

De esta complicada ecuacin podemos despejar la velocidad del objeto como:

Ecuacin 2Donde hemos hecho K=fl/fs

Esto est muy bien, pensaris, pero tambin pensaris que vuestro coche no emite ningn tipo de oem, y tenis razn; la medida que hace la DGT no es porque vuestro coche emita nada, sino que ellos ya se encargan de emitir por nosotros.La DGT utiliza una tcnica similar para medir las velocidades. Desde una fuente situada en el radar se emite una oem que se refleja en el coche en movimiento que acta como foco. La onda reflejada vara de frecuencia por el efecto Doppler, y midiendo esta variacin se determina la velocidad.El radar logra esto mezclando las 2 frecuencias, fl y fs (la onda emitida y la onda captada por el radar) obteniendo una seal de baja frecuencia (la diferencia de ambas). Segn sea mayor esta baja frecuencia ms deprisa se mueve el objeto medido. Por ejemplo en un coche que est parado, y hacemos una medida radar, lanzamos una seal en a una frecuencia f1, rebota en el coche y recibimos una seal a una frecuencia f2. Como el coche est parado no hay efecto Doppler y por lo tanto f1=f2, entonces si hacemos en nuestra ecuacin:

K=f1/f2=1 entonces V=C*(1-1)/(1+1) que es C*0, o sea V=0 es decir parado.Si mezclamos las 2 frecuencias, obtendremos la diferencia de ambas, es decir:f1-f2, pero f1=f2 luego f1-f2=0

Es decir, que para velocidad 0, la seal diferencia y por lo tanto la de baja frecuencia ser 0.

Comprobamos tambin que contra mayor sea el efecto Doppler (es decir contra mas deprisa se mueve el coche) las frecuencias fl y fs cada vez sern mas diferentes y por lo tanto, fl-fs darn una onda diferencia de baja frecuencia cada vez mayor, directamente proporcional a la velocidad del objeto.Y as, con un poquito de electrnica que haga todos estos clculos, es como la DGT mide la velocidad de nuestro vehculo.

Microondas

Bueno, una microonda no es una honda utilizada por un pitufo para lanzar piedras, aunque si tiene algo que ver con ese aparato mgico con el mismo nombre que nos calienta la comida. Cuando hablamos de microondas nos referimos generalmente a una onda electromagntica de una frecuencia muy elevada, del orden de ms de 1Ghz.

El nombre de microonda es debido a su longitud de onda que como recordamos es inversamente proporcional a la frecuencia, por lo tanto la microonda tiene una longitud de onda muy pequea, muy micro.Las frecuencias en las cuales se mueven los radares de la DGT estn sobre varias decenas de GHz, es decir dentro de la banda de las microondas. El motivo de utilizar esta gama de frecuencias es debido a que se adaptan muy bien a las necesidades de lo que es un radar, y de lo que se necesita para hacer las medidas.

- Primero necesitas un tipo de onda que sea muy directiva, es decir algo con lo que poder apuntar al objeto sin miedo a que se tomen interferencias de los objetos que existen alrededor.

Segundo necesitas un tipo de oem que concentre mucho la energa, es decir, que podemos conseguir disparar a una gran distancia y captar ese rebote sin necesidad de utilizar grandes potencias.Por eso las microondas se prestan a ello, el utilizar frecuencias muy altas hace posible construir con cierta facilidad antenas con una acentuada directividad y alto rendimiento (ahorrando potencia radiada), teniendo una propagacin exclusivamente directa, y necesitando menos energa que otro tipo de onda de mas baja frecuencia para poder obtener el mismo efecto.

Precisamente por esto de poder centrar la energa en una superficie muy pequea es por lo que se ha de tener cuidado, y sino solo hay que fijarse lo calentitas que salen las cosas de un horno microondas.Otras de las razones adems del ahorro del porque hay que emitir con potencias reducidas, es que este tipo de ondas son capaces de hacer vibrar las molculas de agua, de tal manera que por ese motivo se calienta un pollo en un horno microondas. Pero si nos pusiramos delante de una antena de radar y esta emitiese a una potencia lo suficientemente elevada, acabaramos como el pollo.Como inconveniente, tambin remarcar que electrnicamente hablando, tanto los circuitos electrnicos como las guas, cables, antenas, etc. son ms delicadas y de mayor dificultad constructiva que para frecuentas inferiores.

BIBLIOGRAFIA

Descripcin del espectrgrafo: Bartali R., ESPECTROSCPIO Y ESPECTRGRAFO, 2007

Las leyes y los fenmenos que describen la formacin de los espectros: Bartali R. LA LUZ Y EL TOMO, 2007

C. Giancoli, Douglas (2006) Fsica. Principios con aplicaciones. Editorial Pearson Prentice Hall 6 edicin. Impreso en Mxico. p.p. 338-345

REFERENCIAS INTERNET

http://www.sc.ehu.es/sbweb/fisica/ondas/doppler/doppler.html

http://www.walter-fendt.de/ph11s/dopplereff_s.htm

http://www.ehu.es/acustica/bachillerato/feaces/feaces.html

http://almaak.tripod.com/temas/efecto_doppler.htm

http://www.inaoep.mx/~rincon/doppler.html

http://perso.wanadoo.es/silesma/dop.htm

http://www.geocities.com/angelto.geo/bhole/doppler.htm

http://exoplanetas.astroseti.org/doppler.html

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