Astronomía

¿Cómo emiten luz los elementos con un solo caparazón?

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Los electrones se mueven a niveles de energía más altos y retroceden (migración de electrones). Cuando bajan los niveles, se emiten fotones y la longitud de onda / frecuencia emitida se basa en cuántos niveles se bajan. Mi pregunta es, ¿cómo funciona esto con elementos con una sola capa, como el hidrógeno? Además, ¿qué determina cuántos niveles de energía se eliminan?


En realidad, el hidrógeno puede tener tantos niveles de electrones como desee. Sin embargo, solo existen en niveles de energía específicos, con la energía potencial dada como:

$$ E = - frac {R_H} {n ^ 2} $$

Donde $ R_h $ es la constante de Rydberg y $ n $ es cualquier número entero. Cuando los electrones salen a una palanca de mayor energía, retrocederán después de un tiempo y emitirán fotones (no protones, por cierto). Entonces, ¿cuántos niveles bajan? Bueno, en el caso del hidrógeno, eventualmente volverá al nivel de energía básico, pero no se garantiza que esto suceda de un salto. Esto puede o no tomar múltiples saltos, eso depende de la probabilidad. Para un átomo simple como el hidrógeno, esas probabilidades pueden calcularse analíticamente. Sin embargo, para átomos más complejos, esto se convierte en una tarea extremadamente difícil, generalmente abordada mediante simulaciones.


Capítulo 2.3: Espectros atómicos y modelos del átomo

  • Contribuido por Anónimo
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Objetivos de aprendizaje

El efecto fotoeléctrico proporcionó una evidencia indiscutible de la existencia del fotón y, por lo tanto, del comportamiento de partículas de la radiación electromagnética. El concepto de fotón, sin embargo, surgió de la experimentación con Radiación termal, radiación electromagnética emitida como resultado de una fuente & rsquos de temperatura, que produce un espectro continuo de energías. Se necesitaba evidencia más directa para verificar la naturaleza cuantificada de la radiación electromagnética. En esta sección, describimos cómo la experimentación con luz visible proporcionó esta evidencia.


¿Cómo emiten luz los elementos con un solo caparazón? - Astronomía


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La tabla periódica moderna, basada en el número atómico y la configuración electrónica, fue creada principalmente por un químico ruso, Dmitri Ivanovich Mendeleev, y un físico alemán, Julius Lothar Meyer, ambos trabajando de forma independiente. Ambos crearon tablas periódicas similares con solo unos meses de diferencia en 1869.

Mendeleev creó la primera tabla periódica basada en el peso atómico. Observó que muchos elementos tenían propiedades similares y que ocurren periódicamente. De ahí el nombre de la tabla.

Su ley periódica establece que las propiedades químicas y físicas de los elementos varían de forma periódica con sus pesos atómicos. El moderno establece que las propiedades varían con el número atómico, no con el peso.

Los elementos de la tabla de Mendeleev se organizaron en filas llamadas períodos. Las columnas se llamaron grupos. Los elementos de cada grupo tenían propiedades similares.

La tabla periódica también se puede dividir en varias familias de elementos, cada uno de los cuales tiene propiedades similares. Para nuestros propósitos, definiremos las siguientes diez familias:

Los metales alcalinos, que se encuentran en el grupo 1 de la tabla periódica, son metales altamente reactivos que no se encuentran libremente en la naturaleza. Estos metales tienen solo un electrón en su capa exterior. Por lo tanto, están listos para perder ese electrón en enlace iónico con otros elementos. Como ocurre con todos los metales, los metales alcalinos son maleables, dúctiles y buenos conductores de calor y electricidad. Los metales alcalinos son más blandos que la mayoría de los demás metales.

Los elementos alcalinotérreos son elementos metálicos que se encuentran en el segundo grupo de la tabla periódica. Todos los elementos alcalinotérreos tienen un número de oxidación de +2, lo que los hace muy reactivos.

Los 38 elementos de los grupos 3 a 12 de la tabla periódica se denominan "metales de transición". Como ocurre con todos los metales, los elementos de transición son dúctiles y maleables y conducen la electricidad y el calor. Sus electrones de valencia están presentes en más de una capa. Es por eso que a menudo exhiben varios estados de oxidación comunes.

Los elementos "otros metales" se ubican en los grupos 13, 14 y 15. Si bien estos elementos son dúctiles y maleables, no son los mismos que los elementos de transición. Estos elementos, a diferencia de los elementos de transición, no presentan estados de oxidación variables y sus electrones de valencia solo están presentes en su capa exterior. Todos estos elementos son sólidos, tienen una densidad relativamente alta y son opacos. Tienen números de oxidación de +3, & plusmn4 y -3.

Los metaloides son los elementos que se encuentran entre el límite que distingue a los metales de los no metales. Los metaloides tienen propiedades tanto de metales como de no metales. Algunos de los metaloides, como el silicio y el germanio, son semiconductores.

Los no metales son los elementos de los grupos 14-16 de la tabla periódica. Los no metales no pueden conducir la electricidad ni calentar muy bien. A diferencia de los metales, los elementos no metálicos son muy frágiles. Los no metales pueden ser gases, como oxígeno y sólidos, como carbono. Los no metales no tienen brillo metálico y no reflejan la luz. Tienen números de oxidación de & plusmn4, -3 y -2.

Los halógenos son cinco elementos no metálicos que se encuentran en el grupo 17 de la tabla periódica. Todos los halógenos tienen 7 electrones en sus capas externas, lo que les da un número de oxidación de -1. Los miembros de la familia de los halógenos van de gas-> líquido-> sólido a temperatura ambiente a medida que desciende del grupo.

Los gases nobles se encuentran en el grupo 18 de la tabla periódica. Estos elementos tienen un número de oxidación de 0. Esto les impide formar compuestos fácilmente. Todos los gases nobles tienen 8 electrones en su capa exterior, lo que los hace estables y altamente no reactivos.

Los lantánidos consisten en los elementos del bloque f en el sexto período de la tabla periódica. Son metales blandos, todos se producen de forma natural excepto el prometio.

Los elementos de tierras raras que son útiles por sus propiedades metalúrgicas en forma de aleación se componen de la serie de lantánidos más escandio e itrio.

La serie Actínidos consta de los elementos del bloque f en el séptimo período de la tabla periódica. Todos los elementos de la serie Actinides son radiactivos y la mayoría son sintéticos, es decir, hechos por el hombre. Todos tienen un brillo plateado o blanco plateado en forma metálica.

Cuando los elementos se organizan en orden de número atómico creciente, hay una repetición periódica de sus propiedades físicas y químicas. Algunas de estas propiedades incluyen radio atómico, electronegatividad, energía de ionización y características metálicas.

Los factores que afectan estas propiedades incluyen el número de protones en el núcleo, la distancia desde el núcleo y la cantidad de electrones internos de protección que proporcionan a los electrones de valencia.

El radio atómico es una medida algo imprecisa que puede referirse a la distancia media desde el centro del núcleo hasta el límite de la nube de electrones circundante.

Podemos determinar el radio dividiendo la distancia entre dos átomos enlazados por la mitad. Dependiendo del tipo de enlace podemos obtener valores muy diferentes. Si el enlace es covalente, se denomina radio covalente. Si el enlace es iónico, se llama radio iónico.

El radio atómico tiende a disminuir cuando se mueve a lo largo de un período de izquierda a derecha. A medida que avanzamos en un período, los electrones se agregan al mismo nivel de energía y los protones se agregan al núcleo, lo que aumenta la carga nuclear efectiva y acerca los electrones al núcleo.

El radio atómico tiende a aumentar cuando se mueve hacia abajo en un grupo de arriba hacia abajo. A medida que bajamos en un grupo, se agregan niveles de energía adicionales y cada nivel de energía subsiguiente se aleja del núcleo.

La electronegatividad es la tendencia de un átomo a atraer electrones. No se puede medir directamente y debe calcularse a partir de otras propiedades atómicas. La escala de Pauling es una cantidad adimensional desarrollada por Linus Pauling que se utiliza para describir la electronegatividad de un átomo. Los dos factores clave para determinar la electronegatividad son su número atómico y su radio. El flúor tiene la electronegatividad más alta y el francio la más baja.

Si la diferencia de electronegatividad entre dos átomos es muy grande, entonces el tipo de enlace tiende a ser más iónico, si la diferencia de electronegatividad es pequeña, entonces es un enlace covalente no polar.

La primera energía de ionización es la energía que se necesita para eliminar un electrón de un átomo neutro en fase gaseosa.

En general, la primera energía de ionización aumenta a medida que atravesamos un período en el que los electrones se mantienen más cerca del núcleo con la carga nuclear efectiva en aumento.

En general, la primera energía de ionización disminuye a medida que bajamos de un grupo, ya que los electrones están más alejados del núcleo con cada nivel de energía creciente.

Los gases nobles poseen energías de ionización muy altas porque su capa de valencia completa los hace altamente estables.

En general, la (n + 1) -ésima energía de ionización es mayor que la n-ésima energía de ionización.

Los metales suelen ser brillantes, maleables, duros y buenos conductores de electricidad y calor.

Los metales tienen baja energía de ionización y baja electronegatividad, lo que les permite conducir electricidad ya que los electrones pueden fluir a través de ellos fácilmente.

Las características de los metales tienden a aumentar cuando se mueven de la parte superior derecha a la inferior izquierda de la tabla periódica.

La mayoría de los elementos no metálicos (oxígeno, flúor, cloro) se encuentran en la parte superior derecha de la tabla periódica.

La tabla periódica se puede dividir en varios bloques según su tipo de orbital de electrones de mayor energía. Hay 4 tipos de orbitales de electrones "s" que pueden contener 2 electrones y tienen forma de esperma, "p" que puede contener 6 y tiene la forma de una campana, "d" que puede contener 10 y "f" que puede mantenga 14.

Por ejemplo, el helio tiene una configuración electrónica de 1s 2 el "1" indica el nivel de energía o capa (también conocido como el número cuántico principal "n"), la "s" el tipo de orbital y el "2" indica el número de electrones .

El bloque s consta de los elementos de los grupos 1 y 2 más helio.

El bloque p consta de los grupos 13 a 18 elementos, pero no helio.

El bloque d consta de los grupos de 3 a 12 elementos.

El bloque f está formado por lantánidos y actínidos.

También podemos dividir la tabla entre el grupo principal y los metales de transición. Los elementos del grupo principal incluyen los grupos 1 y 2 (excluyendo el hidrógeno) a la izquierda de la tabla periódica y los grupos 13 a 18 a la derecha de la tabla. Los metales de transición son los elementos metálicos que sirven como puente o transición entre los dos lados de la mesa. Los lantánidos y actínidos en la parte inferior de la tabla a veces se denominan metales de transición internos.


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El estudio de las supernovas. (supernova es una de esas extrañas palabras griegas en las que cuando juntas más de una, no son supernovas, son supernovas). Una supernova ocurre cuando una estrella grande y vieja se contrae sobre sí misma a medida que disminuye su combustible. (Las estrellas normales crean energía porque los átomos de hidrógeno chocan con una energía tan alta que sufren fusión nuclear para convertirse en átomos de helio, cuando no queda suficiente hidrógeno, la estrella arde cada vez menos y comienza a contraerse en una estrella enana).

Una estrella está formada por átomos sobrecalentados que se precipitan en la atmósfera de las estrellas chocando entre sí.. Esta actividad se produce porque los átomos que se fusionan entre sí en el núcleo de la estrella producen mucha energía y hace que la estrella quiera expandirse. Este deseo de expandirse se opone al fuerza de gravedad en la estrella que hace que la estrella quiera colapsar sobre sí misma. Cuando el combustible comienza a agotarse, hay menos energía para hacer que la estrella quiera expandirse y el centro de la estrella comienza a contraerse debido a la gravedad, dejando una capa de material en remolino.

En estrellas muy grandes, esta contracción puede ocurrir muy rápidamente y todo el material se precipita hacia el centro de la estrella. Debido a que este material se precipita desde todas las direcciones, todo se aplasta y la fuerza de esta compactación provoca un rebote que envía una onda de choque muy poderosa al material en remolino de la capa exterior de la estrella. Esta onda de choque arroja el material al espacio en una tremenda explosión que es la supernova.

La parte más brillante de la supernova dura unos días. y puede ver la estrella inusualmente brillante durante unos meses antes de que el gas fluya demasiado lejos del centro de la estrella para ser visto con claridad. Este gas continúa fluyendo y forma una nebulosa a partir del cual se forman nuevas estrellas.

Esta es una descripción aproximada de lo que sucede durante una supernova.

Dado este, ¿Qué tipo de energía crees que se ve en una supernova? Muchas nebulosas (otra de esas palabras griegas en las que tienes una o varias nebulosas) tienen hasta unos pocos años luz de diámetro y pueden dar a luz a varias estrellas nuevas.

¿Cómo supones que se forman las estrellas a partir del material en expansión de una estrella que ha explotado como una supernova? También, ¿Qué crees que queda después de que ocurre una supernova? Como sugerencia, le haré saber que el reacciones nucleares dentro de una estrella grande no son solo de hidrógeno a helio, sino también de helio a carbono y así sucesivamente en la tabla periódica.

Si necesita una supernova para producir elementos más pesados ​​como el oxígeno y el hierro, ¿De dónde crees que vino el material que hizo la tierra y otros planetas?

Las supernovas que se pueden ver en el cielo desde la Tierra ocurren aproximadamente cada 140 años (se han registrado 14 en los últimos 2000 años).

Mucha de esta información puede ser muy técnica, pero muchos tendrán buenas imágenes y sitios web como Sky and Telescope Magazine o Astronomy Magazine tendrán buenas descripciones. Este siempre ha sido uno de mis temas favoritos y espero que encuentres mucha buena información.

Una supernova ocurre cuando el interior de una estrella ya no puede sostenerse a sí mismo. Esto ocurre al final de la vida de una gran estrella. cuando la estrella se está quedando sin el combustible nuclear que la mantiene brillante. También puede suceder si una estrella más pequeña y quemada recoge demasiada materia de otra estrella cercana. Toda la estrella colapsa hacia adentro hasta que el centro de la estrella se vuelve tan denso que solo las fuerzas nucleares evitan que el núcleo colapse en un agujero negro. Las capas externas de la estrella rebotan en el núcleo y explotan hacia afuera.

Las supernovas emiten luz (que podemos ver) y partículas como neutrinos y materia normal. Podemos ver supernovas que ocurren en galaxias muy lejanas. En cuanto a la materia que explota hacia el exterior de una supernova, podría alejarse de la explosión a velocidades de hasta un millón de millas por hora. El asunto continuará durante mucho tiempo porque no hay mucho espacio para detenerlo.

Se supone que las supernovas ocurren aproximadamente una vez cada 100 años en una galaxia determinada. Muchos de los elementos que tenemos aquí en la Tierra se crearon dentro de una supernova.

Las supernovas son de dos tipos llamados tipo I y tipo II. Las supernovas de tipo I ocurren cuando dos estrellas en órbita cercana intercambian material. Es decir, a diferencia de NUESTRO SISTEMA SOLAR CON UNA SOLA ESTRELLA (el sol), muchas estrellas son miembros de parejas o incluso trillizas. Una supernova de tipo I es cuando una estrella enana blanca devora a un compañero en órbita cercana la masa se extrae de la estrella y se acumula en la estrella enana blanca hasta que la masa de la estrella enana blanca se vuelve tan grande que la estrella colapsa por su propio peso. Entonces se produce una explosión gigante.

Una supernova de tipo II ocurre cuando una sola estrella REALMENTE grande colapsa sobre sí misma. También en ese caso tiene lugar una gran explosión. La energía que se emite durante la supernova abarca todo el espectro electromagnético. de los rayos gamma a las ondas de radio incluyendo mucha LUZ (BRILLANTE !!)

Las ondas de choque de la explosión viajan muchos AÑOS LUZ hacia el espacio. Hay aproximadamente una o dos supernovas por año en la Vía Láctea. la mayoría están demasiado lejos para observarlas muy bien. La Vía Láctea es un lugar grande. su diámetro es de unos 30.000 años luz de diámetro.


Astronomía general / Principios de la luz


La luz es un medio de energía a través del cual percibimos e interactuamos con nuestro entorno. Es el rango de frecuencia visible de la radiación electromagnética que también incluye formas invisibles de radiación electromagnética como las ondas ultravioleta, infrarroja y de radio.

Como toda radiación electromagnética, la luz se transmite por paquetes individuales (o cuantos) de energía conocidos como fotones. Estos fotones son las unidades mediante las cuales las fuerzas combinadas de la electricidad y el magnetismo se comunican entre otras partículas, como los electrones asociados con un átomo. Dependiendo de las circunstancias en las que se observe, un fotón puede comportarse como una partícula o como una onda. Este principio se conoce como dualidad onda-partícula.

La naturaleza ondulatoria de la radiación electromagnética significa que se puede representar en un gráfico como un campo eléctrico y magnético oscilante en ángulo recto con la dirección de desplazamiento de la onda. La frecuencia de estas oscilaciones se mide en el número de ciclos completos por segundo o hercios. La frecuencia particular de un fotón lo ubica en algún lugar de un espectro de posibles frecuencias. Esto se conoce como espectro electromagnético. El rango de frecuencias que forman el espectro visual se encuentra entre 3.8 × 10 14 hertz (rojo oscuro) y 7.5 × 10 14 hertz (violeta).

La velocidad de la luz, dado el símbolo C, se ha medido con precisión como 299,792,458 m / so aproximadamente trescientos mil kilómetros por segundo y se ha demostrado que es constante en el vacío. Un vacío se define a los efectos de la teoría y la experimentación como un volumen de espacio que está esencialmente vacío de materia. La velocidad de la luz es una constante fundamental de la física moderna y permanece constante independientemente del movimiento del observador. Así, por ejemplo, si de alguna manera pudieras viajar a la mitad de la velocidad de la luz y midieras la rapidez con la que llega la luz desde el frente, lo medirías como si llegara a la velocidad de la luz (3,00 x 10 8 m / s ).

Dado que la velocidad de la luz es una constante en el vacío, para una frecuencia dada, un fotón tendrá una longitud de onda correspondiente, o la distancia entre las crestas de la onda. La frecuencia y la longitud de onda de la luz están directamente relacionadas con la siguiente ecuación:

dónde C es el símbolo convencional de la velocidad de la luz, generalmente en metros por segundo, F es la frecuencia de la luz en hercios y λ es la longitud de onda en metros.

Dada la velocidad de la luz de 3,00 × 10 8 metros por segundo, entonces el rango de longitud de onda para el espectro visual es de aproximadamente 400 a 800 nm, o nanómetros. (Un nanómetro equivale a 10 −9 metros, o una mil millonésima parte de un metro).

La longitud de onda más corta de 400 nm corresponde a la mayor frecuencia y se encuentra en el extremo azul del espectro visual. Asimismo, la longitud de onda más larga de 800 nm pertenece al extremo rojo del espectro. La energía real del fotón aumenta al disminuir la longitud de onda (o al aumentar la frecuencia).

Einstein ganó el Premio Nobel por aplicar las teorías de Planck al electromagnetismo.

La intensidad de una fuente de radiación es la energía que emite por unidad de superficie por unidad de tiempo y tiene las unidades de Joules / (metro 2 x segundo). Como la energía irradiada por una superficie esférica, yo0, se aleja de esa superficie, la intensidad de la radiación disminuye a medida que el inverso de la distancia al cuadrado (I = I0/ d 2) porque la radiación se esparce. En otras palabras, la intensidad percibida de una fuente de luz por un observador es inversamente proporcional a la distancia desde la fuente de luz al cuadrado. Por lo tanto, por cada duplicación de la distancia desde la fuente, la intensidad se reduce en un factor de cuatro, o 2 × 2.

El brillo de los objetos estelares, como una estrella, está determinado por la cantidad de luz que irradian y su distancia de la Tierra. Una estrella brillante en el cielo en realidad podría estar mucho más distante que una estrella más tenue, pero debido a que es más intensa e irradia una mayor cantidad de luz, parece estar más cerca.

Los astrónomos registran la intensidad de la luz de un objeto estelar como un valor numérico. magnitud. La magnitud es un número en una escala logarítmica que se ha estandarizado, de modo que 5 pasos de magnitud es igual a un múltiplo de 100 en intensidad. Además, el valor de la magnitud aumenta como la intensidad de la fuente de luz disminuye.

Por tanto, una estrella de magnitud 2,0 es más tenue que una estrella de magnitud 1,0. Una estrella de magnitud 1.0 también es 100 veces más brillante que una estrella de magnitud 6.0. Cada incremento de +1.0 magnitud es lo mismo que dividir la intensidad por 2.512.

El punto de referencia para la escala de magnitud se establece en cero. En un momento esto se basó en la estrella Vega, o α Lyrae. La estrella más brillante Sirio (α Canis Majoris) tiene una magnitud de -1,46. La magnitud límite para el ojo desnudo de una persona típica se considera 6,0. Sin embargo, la gente ha observado estrellas más débiles que ésta en buenas condiciones. Se pueden ver estrellas mucho más débiles utilizando el área de colección más grande de un telescopio y la capacidad de grabación ampliada de una cámara.

Un espejo es una superficie plana o curva generalmente hecha de un material altamente conductor, como un metal. Cuando la luz interactúa con una superficie reflejada, sufre una reflexión especular. Es decir, un rayo de luz que incide en el espejo se refleja en una sola dirección. Esta dirección está determinada por el ley de la reflexión, que establece que el ángulo con la superficie en la que se refleja la luz es el mismo que el ángulo con la superficie a la que se acerca.

En esta ilustración, los rayos de luz reflejados que llegan al ojo desde un objeto producen la apariencia ilusoria de un objeto de imagen invertida detrás del espejo.

El movimiento de un fotón con respecto al espejo consta de dos componentes. La primera es la proporción del movimiento paralelo al espejo y la segunda es la porción perpendicular al espejo. Después de la reflexión, la porción paralela al espejo no cambia. Sin embargo, la porción perpendicular ahora está en la dirección opuesta. Es decir, efectivamente "rebota" en la superficie casi como una pelota de goma rebota en el suelo.

Cuando la luz interactúa con una superficie que no es reflectante, una parte de la luz es absorbida por la superficie y el resto se dispersa en direcciones aleatorias. Este tipo de reflexión se llama difuso, y es responsable del efecto de iluminación de la luz ambiental.

La porción de luz absorbida por una superficie se denomina su albedo. Cuanto menor sea el índice de albedo, menos luz refleja de manera difusa. Una superficie con un índice de albedo bajo parece oscura para un observador, mientras que un índice de albedo alto parece claro. El índice de albedo de una superficie puede decirle a un astrónomo algo sobre la naturaleza de la superficie. Por ejemplo, una superficie cubierta con hollín de carbono tendrá un albedo bajo, mientras que una superficie helada tendrá un albedo más alto.

Cuando la luz pasa en ángulo a través de un medio transparente, el material hace que los fotones cambien ligeramente de dirección. Este cambio de ángulo se llama refracción, y el ángulo por el cual se dobla la luz está determinado por la índice de refracción del material.

En esta ilustración, el haz de luz indicente incide en una superficie de vidrio en un ángulo θ1. Una parte de la energía luminosa se refracta a través del vidrio en un ángulo θ2. La mayor parte de la energía luminosa restante se refleja en un ángulo θ '1.

El índice de refracción de los dos materiales entre los que pasa la luz se puede utilizar para determinar el cambio de ángulo mediante La ley de Snell. Para materiales con índices de refracción norte1 y norte2, el ángulo en el primer material θ1 determina el ángulo en el nuevo material θ2 como sigue:

Estos son los índices de refracción (a una longitud de onda de 589 nm) para algunos materiales transparentes comunes en relación con el vacío:

Material Índice
Aire 1.003
Agua helada 1.331
Agua 1.333
Cuarzo 1.46
Copa de corona 1.52
Vidrio de pedernal denso 1.66
Diamante 2.419

donde el índice de refracción del aire está al nivel del mar con una temperatura en el punto de congelación del agua, y el agua está a 20 ° C.

Edición de espectro

Para un material transparente dado, como el vidrio, la refracción de la luz varía con la frecuencia. Una luz blanca consta de fotones de varias energías. Los fotones rojos en la luz se desviarán en un ángulo diferente al de los fotones azules.

Si la luz atraviesa un material transparente con lados paralelos, como una hoja de vidrio, el rayo emergerá en el mismo ángulo en el que entró. Sin embargo, cuando los dos lados no son paralelos, el ángulo variará según la frecuencia. Este es el principio detrás del prisma. Se utiliza un prisma de vidrio para separar los fotones de una fuente de luz en un espectro de frecuencias de rojo a azul. Un principio similar es lo que crea un arco iris cuando la luz del sol pasa a través de gotas de agua.

El índice de refracción varía según la frecuencia, lo que hace que los rayos de luz monocromáticos paralelos de la izquierda emerjan del prisma en diferentes ángulos.

Un instrumento diseñado específicamente para mostrar el espectro de un objeto radiante, como una estrella, se llama espectroscopio.

Los primeros espectroscopios se construyeron utilizando una serie de prismas que expandirían sucesivamente el espectro más lejos. Sin embargo, el problema con esta disposición es que cada uno de los prismas absorbería parte de la luz que pasa a través. Esto limitó el brillo de los objetos que se podían observar. Un instrumento llamado rejilla de difracción, que era un espejo con una serie de ranuras paralelas regladas, utilizó el principio de difracción para producir un espectro con solo una pequeña pérdida de intensidad.

Isaac Newton descubrió que un rayo de luz solo se puede difractar hasta cierto punto y no más. La difracción se puede recombinar en luz blanca.

Lente Editar

La lente aprovecha la propiedad de refracción para desviar la luz de un objeto distante y hacer que parezca más cercano (o más distante). Una lente es, en un sentido simplificado, un prisma que se ha "envuelto" en un círculo, de modo que la luz se dobla simétricamente.

Sin embargo, debido a que la luz de diferentes frecuencias se dobla en diferentes ángulos, el punto en el que la luz se enfoca varía con la frecuencia. Un observador que mire a través de una lente vería que las fuentes de luz cerca del borde tienen una apariencia similar a un arco iris. Se llama aberración cromática.

Para ajustar esta variación en el enfoque por frecuencia, los ópticos suelen usar combinaciones de lentes hechas de diferentes materiales (con diferentes índices de refracción). El uso prudente de los materiales y las formas de las lentes dará como resultado una lente que enfoca toda la luz a la misma distancia, produciendo una imagen de buena calidad que no sufre aberraciones cromáticas.

Cuando observa un objeto cercano, subtiende un cierto ángulo dentro de su vista. Es decir, si tuvieras una línea imaginaria desde la parte superior del objeto y tu ojo y una línea similar desde la parte inferior del objeto hasta tu ojo, habría un cierto ángulo entre estas líneas.

A medida que el objeto retrocede en la distancia, el ángulo que subtiende a través de su vista disminuye constantemente hasta que se convierte en casi un punto. Las líneas imaginarias de la parte superior e inferior del objeto ahora son casi paralelas. De hecho, para un objeto astronómico como una estrella, estas líneas son esencialmente paralelas.

Para agrandar la apariencia de un objeto, es necesario modificar las trayectorias de los rayos de luz entrantes para que dejen de ser paralelos, sino que formen un ángulo al entrar en los ojos. Entonces, el ojo percibe el objeto como si estuviera mucho más cerca.

Hay dos medios comunes para hacer que los rayos de luz paralelos converjan de esta manera. El primero implica el uso de un espejo cóncavo y curvo. El segundo aprovecha la capacidad de refracción de materiales como el vidrio para redirigir la luz hacia adentro en ángulo.

La forma de vidrio necesaria para lograr esto es una lente convexa. Las porciones de la lente cerca del centro necesitan poca curvatura, ya que deberán doblar la luz solo ligeramente hacia el ojo. Sin embargo, en los bordes de la lente, la luz debe doblarse en un ángulo más agudo, de modo que los lados de la lente se doblen uno hacia el otro como un prisma. En general, los lados de la lente forman una curva suave que aumenta gradualmente en pendiente hacia sus bordes.

Una lente convexa bien hecha hará que la luz paralela de una fuente de luz distante se enfoque en un punto. Cuando hay varias fuentes de luz de este tipo, cada una de ellas se enfoca en un punto de un plano, conocido como plano focal. El ojo humano puede percibir la imagen de este plano y el resultado es una ampliación de la vista. Si las imágenes no se enfocan en un plano, la imagen aparecerá borrosa.

Otra propiedad ondulatoria de la luz es la tendencia a doblarse y extenderse cada vez que encuentra un obstáculo. Cualquier rayo de luz también tenderá a extenderse con la distancia, por lo que será imposible mantener un rayo estrecho de una longitud arbitraria. La propiedad de la difracción es lo que limita la resolución de un objeto distante.

Cuando un rayo de luz coherente, como el producido por un láser, pasa a través de dos aberturas de rendija, la luz irradia desde las rendijas como ondas en un estanque. Las ondas semicirculares de las dos rendijas interactúan entre sí, a veces sumando las alturas de las olas y, en otras ocasiones, anulándose entre sí. A esto se le llama interferencia constructiva y destructiva. Si se coloca una pantalla en el área donde interactúan estas ondas, aparecerían bandas alternas de luz y oscuridad.

Resolución Editar

La resolución de un instrumento de visualización es una medida de qué tan bien se puede usar para distinguir dos puntos que están muy juntos. Por ejemplo, los dos puntos podrían ser las dos estrellas en un sistema estelar binario. En astronomía, la resolución generalmente se mide en segundos de arco. La resolución puede variar dependiendo de una serie de condiciones ambientales y de calidad, pero siempre está limitada por la apertura del instrumento de observación. Es decir, existe la mejor resolución posible que puede lograr cualquier telescopio en particular. Para obtener una mejor resolución, se necesita una apertura mayor.

Para ver por qué esto es así, imagine un telescopio que consta de solo dos rendijas verticales separadas por cierta distancia, con una pantalla de visualización detrás. Cuando la luz de una estrella distante entra en este telescopio, pasa a través de las rendijas y forma un patrón de interferencia en la pantalla. La distancia entre las bandas claras y oscuras es proporcional a la longitud de onda de la luz e inversamente proporcional a la distancia entre las rendijas. De este modo, aumentar la separación de las rendijas reducirá el ancho de cada banda.

Ahora suponga que hay dos estrellas. Ambos formarán bandas de luz clara y oscura en la pantalla, que pueden superponerse. Cuanto más cerca están las dos estrellas, más se acercan sus bandas de interferencia hasta que se vuelven indistinguibles. Pero si aumenta la separación de las rendijas, las bandas se vuelven más estrechas y las estrellas se pueden distinguir nuevamente. Este es el principio detrás del interferómetro.

Interferómetro Editar

En un telescopio ordinario, la resolución está determinada por la apertura. A este respecto, un telescopio puede considerarse como una serie completa de rendijas que permiten el paso de la luz, con la luz en el borde exterior proporcionando la máxima resolución. La resolución del telescopio se puede mejorar agregando un conjunto de espejos fuera de la apertura máxima que recolectan los rayos de luz periféricos y aumentan la apertura de manera efectiva.

De manera similar, se pueden configurar dos o más telescopios para trabajar juntos y proporcionar una apertura al menos igual a la separación de sus superficies colectoras. Esta configuración se llama interferómetro, porque las imágenes de ambos telescopios se integran mediante un proceso de interferencia de difracción. Los radiotelescopios han utilizado con éxito esta técnica durante muchos años para lograr niveles muy altos de resolución. Los interferómetros ópticos son más difíciles de construir debido a los requisitos de precisión extrema y la necesidad de amortiguar las vibraciones.

Rejillas de reflexión Editar

Las rejillas de reflexión son superficies que han sido regladas con mucha precisión con una serie de ranuras paralelas. Las ranuras tienen un patrón de dientes de sierra, y cada ranura consiste en una superficie plana larga mecanizada en un ligero ángulo, con un escalón agudo en el borde. Cada una de las ranuras es muy estrecha, con unas 600 líneas por mm (15.000 por pulgada).

Dado que la luz se refleja en cada una de las ranuras, está ligeramente por detrás de la luz de las ranuras adyacentes. Esta diferencia produce un efecto de interferencia que refuerza la luz en ciertos ángulos y anula la luz en otros. La rejilla es muy eficiente para interferir destructivamente con la luz, excepto en un ángulo particular, donde la luz interfiere constructivamente y produce un pico de intensidad. El ángulo de este pico varía según la longitud de onda de la luz, por lo que se produce un espectro.

Además de una dirección de viaje, un fotón está compuesto por un campo eléctrico y magnético. Éstos se encuentran en ángulos rectos entre sí y con la dirección de viaje. Esto se conoce como onda transversal. Estos campos perpendiculares dan al fotón una orientación. Los campos de cada fotón mantendrán su orientación mientras viajan en el vacío. Los campos de este tipo se denominan plano polarizado.

Normalmente, la luz de una fuente consta de una gran cantidad de fotones que tienen una polarización aleatoria. Sin embargo, es posible que varios fotones se orienten en la misma dirección, volviéndose polarizado. Esta orientación coherente puede detectarse mediante una hoja de material polarizador. Cuando la hoja está orientada en la dirección de la polarización, la luz polarizada pasa a través. A medida que se gira la hoja, transmite una porción decreciente de la luz polarizada hasta que finalmente, en ángulo recto con el plano de polarización, bloquea toda la luz polarizada.

La luz puede polarizarse parcialmente al reflejarse en una superficie, como la luz solar que se refleja en un charco de agua. La luz solar reflejada proporciona una fuente de deslumbramiento para alguien que conduce un vehículo. Debido a que esta luz está parcialmente polarizada, el uso de gafas de sol polarizadas ayuda a reducir el deslumbramiento al bloquear la luz polarizada preferentemente.

Los astrónomos pueden examinar una fuente de luz estelar para determinar si es una fuente de luz polarizada. La presencia de polarización es una indicación de ciertas propiedades físicas en efecto en la fuente de la luz, oa lo largo de la línea de visión de los rayos de luz. Por ejemplo, un campo magnético puede polarizar una fuente de luz, al igual que la aceleración de un electrón a una velocidad cercana a la de la luz.

Cuando un átomo absorbe un fotón de luz, la energía fuerza al electrón absorbente en el átomo a un estado excitado. El electrón cambia su comportamiento, efectivamente se vuelve más energizado y entra en un nuevo patrón orbital alrededor del núcleo. Un fotón suficientemente enérgico, o una combinación de fotones con suficiente energía, puede incluso sacar el electrón del átomo. Luego, el átomo se ioniza y gana una carga neta positiva.

Debido a la naturaleza cuántica de las partículas pequeñas, los cambios de energía permitidos para un electrón en un átomo se fijan en cantidades muy específicas. Cuando un fotón de esta energía es capturado por el electrón, debe saltar a un nivel de energía nuevo y más alto. Por lo tanto, cada átomo tiene un conjunto específico de bandas de energía donde absorberá fotones favorablemente, dependiendo de los estados de energía actuales de sus electrones.

Cuando una luz blanca pasa a través de un gas compuesto por el mismo tipo de átomo, esos átomos tenderán a absorber luz en esas frecuencias que coinciden con las energías necesarias para que sus electrones salten a un nuevo nivel. Un observador al otro lado del gas que mire el espectro verá líneas oscuras donde estas energías han sido absorbidas. Del mismo modo, un observador que mire el gas desde otro ángulo verá bandas de luz donde los átomos emitieron esas mismas frecuencias de energía.

Esta propiedad de absorción selectiva de luz en bandas específicas es importante en astronomía porque permite a un astrónomo determinar las propiedades químicas de un objeto distante. Una estrella, por ejemplo, irradiará un espectro con bandas de absorción fuertes o débiles, que están determinadas por las cantidades de diferentes gases en su superficie. La ciencia de registrar y medir estas líneas se llama espectroscopia.

A medida que un objeto se mueve hacia nosotros en el espacio, puede irradiar luz en nuestra dirección. La velocidad de la luz que recibimos no cambia. Sin embargo, durante el intervalo de tiempo entre cada uno de los picos de la onda de luz que está transmitiendo, el objeto se ha acercado un poco más hacia nosotros. Por lo tanto, la longitud de onda se acorta y aparece más azul de lo normal. En consecuencia, un objeto que se aleja de nosotros tendrá su longitud de onda estirada, haciéndolo parecer más rojo.

Esta propiedad de desplazamiento hacia el rojo o desplazamiento hacia el azul tiene varias aplicaciones importantes en astronomía. Se puede utilizar para medir la velocidad con la que un objeto distante, como una galaxia, se acerca o se aleja de nosotros. Para los objetos que están girando, podemos medir la velocidad de rotación comparando el desplazamiento al azul en el borde que gira hacia nosotros con el desplazamiento al rojo del borde que se aleja. También hemos descubierto estrellas binarias por la oscilación regular del espectro hacia el azul o el rojo cuando la estrella orbita a su compañera.

La espectrometría implica observar los espectros de luz. Los espectros son lo que obtienes cuando tomas luz de una fuente y extiendes los colores pasando la luz a través de un prisma o sobre una rejilla, y luego mirando la cantidad de luz en una determinada longitud de onda. Hay una gran cantidad de información que puede obtener al hacer esto.

Así que tomemos un espectroscopio y apuntemos a algo como una bombilla de luz fluorescente o una nebulosa. Lo que verá es que en lugar de un arco iris continuo de todos los colores o longitudes de onda, la luz es en realidad una combinación de luz de diferentes longitudes de onda bien definidas. Verás líneas.

La razón de estas líneas es que los electrones del gas en las luces fluorescentes solo pueden estar en ciertos niveles de energía. Cuando haces algo para energizar el gas en una bombilla fluorescente, los electrones en el gas del átomo se mueven a órbitas de mayor energía, que se conocen como estados excitados.Permanecen en esos estados de excitación durante un período de tiempo que va desde milisegundos hasta segundos. Cuando los electrones caen de los estados de alta energía a los estados de energía más baja, emitirán luz a una longitud de onda que tiene una energía (y una longitud de onda correspondiente) igual a la diferencia entre los dos estados de energía. Esto se conoce como espectro de emisión.

Los espectros detectados dan una idea de la composición del objeto que emite los espectros. Cada elemento y material tiene su conjunto único de niveles de energía y líneas únicas, y al comparar las líneas de los espectros de emisión con las de los elementos conocidos, es posible descubrir la composición del objeto.

Cuando agrega energía a un átomo, los electrones se mueven a un estado de mayor energía. A medida que el electrón se relaja y desciende por los estados de energía, emite una partícula de luz por cada transición que realiza. Dado que cada energía tiene un color particular asociado, cada transición emite luz en una sola longitud de onda. El tiempo entre la estimulación y la reemisión es muy rápido (como un microsegundo), pero hay algunos materiales en los que la transición de un estado de alta energía a un estado de baja energía lleva mucho tiempo. Un ejemplo de esto son las pegatinas que brillan en la oscuridad. Cuando lo expones a la luz, impulsa algunos de los electrones a niveles altos de energía, y los electrones tardan segundos o minutos en volver a su estado original.

Se pueden descubrir otras cosas sobre un objeto a partir de su espectro. Por ejemplo, a medida que aumenta la temperatura, termina con más y más electrones en estados de mayor energía y esto afecta el espectro en el sentido de que termina con líneas más fuertes. Pero si aumenta la temperatura más allá de cierto punto, los electrones abandonan el átomo por completo y las líneas se debilitan.

También puede descubrir la presión y la densidad del objeto. A medida que aumentan la presión y la densidad, existe una mayor posibilidad de que las interacciones de las partículas cambien los estados de energía de los electrones a un nivel más alto o más bajo. Esto hace que las líneas se ensanchen ya que existe una mayor probabilidad de que el electrón no comience y termine en un nivel de energía particular.

Si aumenta la presión y la densidad lo suficiente, los electrones ya no tienen tiempo suficiente para permanecer en un cierto nivel de energía, por lo que las líneas se ensanchan para formar lo que se conoce como espectro continuo. Un espectro continuo es emitido por un sólido, líquido o gas a alta presión. Debido a que el electrón ya no está restringido a ciertos niveles de energía y ciertas longitudes de onda, el electrón a menudo emitirá un fotón infrarrojo de baja energía en lugar de un fotón de luz. Como resultado, algo que está emitiendo un espectro continuo (como una bombilla de luz, específicamente una bombilla de luz incandescente) emitirá gran parte de su energía a frecuencias más bajas (llamado calor) en comparación con algo que está emitiendo un espectro más discreto (como una luz fluorescente). bulbo). Dado que la energía se conserva, una bombilla de luz fluorescente emite casi toda su energía en unas pocas longitudes de onda de manera muy eficiente, mientras que una bombilla de luz incandescente emite gran parte de su energía en forma de calor. Por lo tanto, una bombilla fluorescente convertirá la energía eléctrica en luz de manera más eficiente.

Hay un tipo más de espectro que es muy común. Si expone un gas a la luz de diferentes longitudes de onda y una de esas longitudes de onda coincide con una diferencia en los niveles de energía en el gas, absorberá la luz en esa longitud de onda en particular. Entonces, si tiene una fuente de espectro continuo, páselo a gas frío frente a él, produce lo que se conoce como espectro de absorción. La mayoría de las estrellas emiten un espectro de absorción cuando las capas superiores frías de las estrellas absorben las líneas de la luz emitida por los niveles inferiores calientes de la estrella.

Hasta ahora hemos estado hablando solo de la luz visible, pero los principios de la espectroscopía se aplican a otros tipos de radiación electromagnética, de los cuales la luz visible es solo una pequeña porción en el rango general de longitudes de onda. Puede tener espectros de rayos gamma o rayos X (a longitudes de onda más cortas que la luz visible), así como espectros de microondas e infrarrojos (a longitudes de onda más largas que la luz visible). La gran diferencia tiene que ver con lo que genera la radiación. Las diferencias de energía entre los diferentes estados de un átomo suelen ser la energía de una partícula de luz visible. Un fotón de rayos X sacará el electrón directamente de un átomo, como resultado, no se pueden generar rayos X mediante la transición de electrones entre niveles de energía atómica. Sin embargo, los rayos X se generan cuando los núcleos atómicos hacen la transición entre diferentes niveles de energía nuclear. Por el contrario, la radiación de microondas se puede generar cuando las moléculas se mueven entre estados de energía mientras "se mueven". Entonces, al observar las microondas, puede detectar nubes frías de gas molecular al detectar microondas en el espectro. A la inversa, al enviar microondas a algo que contiene agua, las moléculas serán inducidas a "moverse" o, en otras palabras, se calentarán. Al mismo tiempo, las microondas pasarán a través de cosas (aire o cerámica) cuyos niveles de energía no coincidan con las microondas. Entonces, si pones algo como una taza de café en un horno de microondas, toda la energía será absorbida por el café y no por la taza o el aire.

Una última cosa sobre la espectroscopia. Los espectrógrafos se ven afectados por tantas cosas y que cada objeto tiene un espectro diferente, y comprender qué afecta a los espectrógrafos y cómo obtener esta información de los espectrógrafos es una parte importante de la astronomía.

El sistema de clasificación estelar de más caliente a más frío es OBAFGKM, siendo A la estrella con la línea de hidrógeno más fuerte, B la siguiente más fuerte y así sucesivamente. ¿Por qué la clasificación estelar está en este orden en lugar del orden más lógico de temperatura? Analice un caso de su experiencia en el que una razón similar haya llevado a sistemas de clasificación aparentemente extraños.

Identifique tres objetos y dígame si resultarían en un espectro de emisión, continuo o de absorción. También dime qué verías si te apuntaras con un espectroscopio. ¿Vería un espectro de emisión, continuo o de absorción?

¿Qué tipo de espectro crees que emite una pantalla LCD? ¿Y el oro? ¿Qué tal un horno de microondas? ¿Y usted?

Usando su conocimiento de los avances en fotografía, ¿cómo supone que un astrónomo toma un espectro de manera diferente hoy que en 1920? ¿Y en 1850? ¿Cómo cree que se puede utilizar Internet para ayudar a los astrónomos a tomar espectros?

¿Por qué crees que es tan difícil crear una bombilla fluorescente atractiva y cómo crees que lo hacen?

Si me paro frente a 100 vatios de ondas de radio u ondas de luz, no me pasa nada malo. Pero si me paro frente a 100 vatios de rayos gamma o rayos X, me pasarán cosas malas. ¿Por qué? El violeta es el que más dispersa y el rojo el que menos.

Espectro es una palabra que ha adquirido un significado amplio en inglés, utilizada por primera vez por científicos como Isaac Newton en el siglo XVII para especificar la gama de colores que se obtienen al pasar la luz del sol a través de un prisma de vidrio o producir mediante el mecanismo natural de un arco iris. Hoy se aplica en casi cualquier situación para una amplia gama de valores. Específicamente en física y astronomía, todavía denota el rango de colores de la luz visible, pero también incluye formas invisibles de energía electromagnética que van desde ondas de radio de longitud de onda muy larga hasta radiación gamma de longitud de onda ultra corta.

El color es análogo a la longitud de onda cuando hablamos de luz visible. Hay longitudes de onda relativamente largas de luz roja y longitudes de onda relativamente cortas de luz azul y violeta. Estas longitudes de onda también son indicativas de la temperatura de un cuerpo calentado. enfriador mientras que el azul es más caliente. La luz blanca, como la del Sol, no se compone de un solo color o longitud de onda, sino de una mezcla de muchos colores o longitudes de onda, que el ojo interpreta como blanco.

Si bien todas las longitudes de onda de la luz viajan a la misma velocidad a través del vacío, la velocidad de las diferentes longitudes de onda varía a medida que la luz pasa a través de un medio transparente como el vidrio, el agua o incluso el aire. A medida que la luz pasa de un medio (como el aire) a otro medio (como el vidrio), su velocidad cambia según la índice de refracción de los dos medios. En el caso de este ejemplo, la luz se ralentiza a medida que pasa al vidrio. La luz azul o violeta se ralentiza un poco más que la luz roja a medida que pasa de un medio de baja índice de refracción a uno de los más altos índice de refracción. Esto, junto con la forma particular de un prisma de vidrio, actúa para doblar o dispersar luz, difundiendo los colores. Dado que la luz azul se dobla más que la luz roja, la mezcla original de luz se extiende en sus colores constituyentes para formar un espectro, algo así como un arco iris artificial.

“El brillo de una estrella también depende de su temperatura, y la temperatura tendrá un efecto en el espectro que emite la estrella. Si se observan dos estrellas con espectros idénticos y se conoce la distancia de una de las estrellas a través de la medición del paralaje, se puede comparar su brillo. La variación en el brillo se atribuye a la diferencia de distancia. Utilizando la ley del cuadrado inverso, se puede determinar la distancia de la estrella cuya distancia antes se desconocía. Las estrellas pueden emitir radiación no solo en el espectro visible, sino también como ondas de radio, rayos X y rayos gamma. Todas estas diferentes partes del espectro electromagnético se pueden utilizar junto con las técnicas ya discutidas para realizar mediciones astronómicas ”.

  • continuo, que son bandas anchas creadas por un sólido incandescente (como el elemento al rojo vivo de una estufa eléctrica), líquido (como lava fundida) o un gas a alta presión (como la superficie de una estrella).
  • emisión, caracterizado por líneas estrechas y brillantes, creadas por un gas excitado a baja presión. Ejemplos de fuentes de espectros de emisión son la coma y la cola de un cometa y la nebulosa Rosette.
  • absorción, caracterizada por estrechas líneas oscuras, creadas por un espectro continuo que pasa a través de un gas a baja presión. Esto se ve en los espectros del Sol y las estrellas, y es causado por la absorción de luz en la atmósfera de gas más fría y de menor presión de la estrella.

Al estudiar los espectros, los astrónomos pueden descubrir muchas cosas sobre las estrellas, más específicamente los elementos químicos que se encuentran en la estrella. "El registro de longitudes de onda (o frecuencias) de la radiación electromagnética absorbida por una sustancia, el espectro de absorción de cada sustancia pura es único".

La mayoría de las estrellas exhiben espectros de líneas de absorción, pero algunas estrellas raras muestran líneas de emisión. Las estrellas Wolf-Rayet tienen espectros de emisión causados ​​por la radiación UV (ultravioleta) de una estrella caliente que pasa a través de gas a baja presión. Ciertas nebulosidades o nubes de gas también presentan líneas de emisión. Las líneas espectrales también son detectables en luz no visible como ultravioleta y microondas.

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Isaac Newton formuló la Ley Universal de la Gravitación, las Leyes del Movimiento y el cálculo. La Ley Universal de la Gravitación se resume en la fórmula

El trabajo se calcula con la fórmula

Energía cinética (energía de movimiento) se calcula mediante la fórmula

Relatividad newtoniana: un hombre camina a 1 km / h y lanza una pelota a 3 km / h. Para obtener la velocidad de la pelota, simplemente agregue velocidades: 1 k m / h + 3 k m / h < displaystyle 1km / h + 3km / h>.

La Primera Ley de la Termodinámica establece que la energía no se puede crear ni destruir, solo se puede transformar en una de sus dos formas: energía y materia.

Hay cuatro fuerzas en el universo: gravedad, que mantiene unidas a las galaxias y otras estructuras masivas electromagnético fuerza, que mantiene unidos a los átomos nuclear fuerza, que mantiene unidos los núcleos atómicos y la débil fuerza, que se ocupa de la transmutación de elementos y la desintegración radiactiva. La fuerza nuclear es la más fuerte y la gravedad es la más débil. Sin estas fuerzas, el universo se desintegraría.

La fuerza gravitacional hace que la masa atraiga masa. Los objetos más masivos tienen un campo gravitacional más fuerte.

La fuerza electromagnética se puede resumir en la frase "los opuestos se atraen" y permite que los átomos se unan entre sí creando la gran variedad de compuestos que hacen posible nuestra experiencia. El núcleo, con su carga positiva, atrae electrones cargados negativamente. La fuerza electrostática se calcula de acuerdo con la ley de Coulomb.

El poder de la fuerza nuclear depende de la distancia. A una distancia de entre uno y 2 * 10-15 metros, la fuerza es atractiva. Sin embargo, si la distancia es demasiado cercana (menos de 10-15 metros), la fuerza es repulsiva y, a distancias mayores de 2 * 10-15 metros, la fuerza disminuye a cero.

La átomo fue postulado por primera vez por el filósofo griego Demócrito. Creía que la materia no se podía dividir indefinidamente. Creía que toda la materia estaba compuesta de partículas conectadas que podían separarse, pero no podían separarse por sí mismas. Estas piezas indestructibles se llaman átomos. La palabra viene del griego atomos, que significa "imposible de cortar" ---a (no) + tomos (cortar). [1]

La Tabla Periódica de Elementos fue creada por Dmitri Mendeleev en 1869 (revisada en 1871). Los elementos artificiales son radiactivos y tienen una vida media corta.

Las reacciones nucleares se clasifican en críticas o supercríticas. Una reacción crítica es la entrada de un neutrón y la salida de un neutrón. Una reacción supercrítica es la entrada de un neutrón y la salida de tres neutrones, liberando una gran cantidad de energía. Las reacciones supercríticas se utilizan en armamento atómico.

La fusión nuclear es una gran fuente de energía, pero requiere temperaturas de 1.000.000 Kelvin.

Todos los átomos están compuestos de partículas. Las partículas se caracterizan por masa, cargo, y girar. El giro de una partícula es hacia la derecha (en sentido contrario a las agujas del reloj) o hacia la izquierda (hacia la derecha).

En el centro del átomo está el núcleo, que contiene una serie de protones y neutrones sobre lo cual el Electrones orbita. La fuerza que mantiene a los electrones en órbita es la fuerza eléctrica la fuerza que mantiene unido el núcleo es la fuerza nuclear.

En un átomo neutro, hay cantidades iguales de protones y electrones. Por ejemplo, el helio tiene dos protones en su núcleo y dos electrones orbitando su núcleo. También tiene dos neutrones en su núcleo. Cuando hay más electrones que protones, o viceversa, entonces el átomo se llama ion y es más reactivo con otros iones y átomos porque tiene una carga neta total asociada.

Un electrón tiene carga negativa (-), un protón tiene carga positiva (+). Neutrones neutrinos, y fotones no tienen cargo. El más masivo de ellos es el neutrón que puede descomponerse en un protón, un electrón y un neutrino. Las partículas se componen de quarks. Los seis tipos de quarks son arriba, abajo, extraño, encantado, superior e inferior.

Antimateria fue predicho por Paul Dirac. Cada partícula tiene una antipartícula, con la misma masa, pero con carga y giro opuestos. Hay anti-electrones / positrones, anti-protones, anti-neutrinos y anti-fotones. (El anti-fotón tiene el mismo giro que el fotón.) Cuando una partícula se encuentra con su anti-partícula, el resultado es la aniquilación mutua y la creación de energía. Lo contrario también es cierto: cuando dos fotones se encuentran, se crea materia. Esta creación de materia se llama "producción de pares".

Si hay estrellas de antimateria, su luz sería idéntica a la de las estrellas de materia, porque el anti-fotón es el mismo que el fotón.

La astronomía estudia el flujo de energía, y efectivo. La energía proviene principalmente de dos fuentes: la gravedad de las nubes gaseosas que colapsan para formar estrellas y planetas y la energía nuclear. La fusión que hace arder las estrellas es un tipo de energía nuclear, otro es la desintegración radiactiva que calienta los núcleos de los planetas.

La Tierra tiene un campo magnético. El núcleo tiene una corriente. Este campo provoca la Aurora Boreal.

La relación de frecuencia y longitud de onda con la velocidad de la luz se muestra en la fórmula

A fotón es un paquete discreto de energía luminosa. Para calcular la energía de un fotón, use la fórmula

"Lo único que el hombre nunca sabrá es la composición química de las estrellas". --- Auguste Comte, filósofo del siglo XIX

Kirchoff & amp Bunsen descubrieron que los elementos individuales arden con diferentes colores. Los diferentes colores corresponden a diferentes longitudes de onda de luz. Los colores desprendidos se pueden registrar en una placa fotográfica. Esto se denomina espectro de emisión de los elementos y es único para todos y cada uno de los elementos conocidos. Por lo tanto, cualquier elemento conocido en el laboratorio puede determinarse mediante la investigación de sus "espectros".

Se necesita una explicación de por qué diferentes elementos emiten diferentes longitudes de onda de luz para explicar cómo se puede determinar la composición de las estrellas. Un elemento individual tiene un número único de protones. Si siguiera la tabla periódica de izquierda a derecha, encontraría que para las primeras líneas el número atómico aumenta en uno cada vez. El hidrógeno es el elemento más pequeño ya que tiene un protón. El helio es el siguiente más pequeño, ya que tiene dos protones, y así sucesivamente.

Por tanto, cada uno de estos elementos tiene una cantidad diferente de electrones y protones. Suponiendo que todos estos elementos son neutrales, cada elemento sucesivo consta de un electrón más que el elemento anterior. es decir, el helio tiene dos electrones y el hidrógeno uno.

Los electrones orbitan el núcleo de un átomo. Pueden describirse como si tuvieran un nivel de energía asociado a ellos. Los electrones de un elemento en particular solo pueden ocupar un nivel de energía o capa específica. Cuando los elementos se calientan, hay una entrada de energía, que se distribuye a estos electrones y, por lo tanto, se mueven a un nivel de energía superior. Cuando este electrón vuelve a su nivel de energía original, la energía obtenida por el calor debe perderse. El electrón pierde esta energía al emitir un fotón (un paquete de luz).

Este fotón tendrá exactamente la cantidad correcta de energía necesaria para permitir que el electrón caiga a su estado original exacto. Esta energía se puede calcular usando E = hf, donde E es la energía, h es la constante de Planck yf es la frecuencia del fotón individual. Si bien parece extraño que una partícula tenga una frecuencia, la tiene debido a la dualidad onda-partícula.

Desde arriba se puede ver que cada elemento, debido a que cada uno tiene electrones que solo ocupan ciertos niveles de energía, que la frecuencia del fotón emitido solo puede tener ciertos valores.

De la ecuación c = f * lambda, donde c es la velocidad de la luz, que es casi siempre la misma, f es la frecuencia y lambda es la longitud de onda, se puede ver que debido a que c es constante, cada elemento, al emitir solo fotones con determinadas frecuencias, emite fotones con determinadas longitudes de onda y por tanto colores.

Es imposible utilizar la técnica de laboratorio de definir elementos utilizando su espectro de emisión porque la luz que recibimos de las estrellas es una combinación de colores. Sin embargo, hay otra forma.Si tuviéramos que ver los espectros de emisión del sol, por ejemplo, no habría "códigos de barras" de firma de elementos individuales, más bien, aparecería un espectro continuo, como un arco iris en el papel. Este espectro "continuo" tendrá algunas líneas negras, donde la longitud de onda de la luz ha sido absorbida en lugar de emitida por la fotosfera del Sol. Es a partir de estos que podemos deducir la composición química de una estrella.

Se descubrió que las líneas negras en el espectro continuo de una estrella correspondían exactamente a las líneas de emisión de ciertos elementos. Se sugiere su presencia en la estrella porque esos elementos emiten luz de la misma longitud de onda que se absorbe y, por lo tanto, se muestra como una línea negra reveladora. Recibe esta luz en un haz concentrado pero la emite en todas direcciones. Si imagina los rayos de luz como un paquete de 20 jabalinas que golpean un elemento en un lugar determinado, el elemento arrojará estas jabalinas hacia afuera individualmente, hacia los alrededores, de modo que la cantidad de luz emitida en la dirección de la Tierra sea mínima o no. existente, y por lo tanto observamos líneas oscuras en el espectro de emisión.

Física cuántica es una rama relativamente nueva de la física que se ocupa de objetos muy pequeños, como átomos y quarks. Sigue reglas diferentes a las de la física clásica (o "newtoniana"). Mientras que la física newtoniana asume que la energía se puede dividir continuamente y sostiene que un objeto puede tener una cantidad arbitrariamente pequeña de energía, la física cuántica se ocupa de objetos que emiten o absorben paquetes discretos de energía conocidos como cuantos que no se pueden dividir más. La física clásica asume un continuo mientras que la física cuántica asume que el universo es discreto.

Max Planck es considerado el "padre de la teoría cuántica".

En 1913, el físico danés Niels Bohr utilizó la investigación de Ernest Rutherford sobre el núcleo atómico y la hipótesis cuántica de Max Planck para crear una teoría cuántica de los átomos. Esta teoría afirmaba que los electrones de un átomo se mueven solo en órbitas definidas. Cuando un átomo de hidrógeno emite un fotón Hα, el electrón desciende a una órbita más baja. Cuando un átomo de hidrógeno recibe un fotón, salta a una órbita más alta.

La espectro de hidrógeno ha sido estudiado para ultravioleta (el Serie Lyman) y luz visible (Serie Balmer). En la serie de emisiones de Lyman, el electrón cae desde un orbital superior a la órbita n = 1. En la serie de emisiones de Balmer, cae desde un orbital superior a la órbita n = 2. (n = 1 es el estado u órbita de energía más baja de un electrón, llamado número cuántico principal.) El cambio de energía producido cuando un electrón pasa de n = 2 an = 1, da como resultado la emisión por el electrón de un fotón de energía 10.2 eV y aparece en la parte ultravioleta del espectro. El cambio de energía producido cuando un electrón se mueve de n = 3 an = 2, da como resultado la emisión (H-alfa) por el electrón de un fotón de energía 1.89 eV y aparece en la parte roja del espectro.

Los niveles de energía en un átomo de hidrógeno se pueden calcular mediante: E n = - 13,6 e V n 2 < displaystyle E_= < frac <-13.6eV>>>>

En 1929, el príncipe Louis de Broglie ganó el premio Nobel por su teoría de las ondas de la materia.

El principio de equivalencia de Einstein demostró que la gravedad hace que el espacio se curve. Descubrió que la curvatura del espacio determina cómo se moverá la materia. Por tanto, se puede pensar en la gravedad como una consecuencia de la "forma" del universo más que como un vector de fuerza. Ésta es la ley del movimiento de Einstein. Según la teoría de la relatividad general, la luz también debería verse afectada por la gravedad. Este fenómeno ha sido observado por estudios de lentes gravitacionales. La mayor parte de la información sobre las estrellas se obtiene estudiando la radiación electromagnética. También se puede observar el polvo interestelar para obtener información.

La radiación electromagnética incluye UV (ultravioleta), ondas de radio y rayos X. Hay dos tipos de ondas: longitudinales (como la forma en que viaja el sonido) y transversales (la forma en que viajan la luz y otras radiaciones electromagnéticas). Las ondas transversales se miden por su longitud de onda y frecuencia. La longitud de onda está representada por la letra griega λ < displaystyle lambda> (lambda). Las longitudes de onda más largas hacen que la frecuencia sea más corta.

La fórmula de la frecuencia es

Los astrónomos pueden aprender mucho sobre los objetos distantes mediante el análisis de espectros. Los 3 tipos de espectros son continuo, de emisión y de absorción. Un espectro continuo proviene de una alta presión. cuerpo negroo fuente térmica (como una bombilla). Un espectro de emisión tiene líneas brillantes. Es causada por gas frío a baja presión. Un espectro de absorción tiene líneas oscuras. Aparece cuando la luz de un cuerpo negro atraviesa un gas frío a baja presión. Por ejemplo, la superficie de nuestro sol emite un espectro continuo, pero se convierte en un espectro de absorción una vez que nos llega, porque ha pasado por la atmósfera del sol. Debido a esto, todas las estrellas normales tienen espectros de absorción.

Dado que cada elemento tiene un espectro único, los astrónomos pueden determinar la composición química de las estrellas analizando sus espectros. También pueden determinar la presión del objeto por el tipo de espectro: continuo (alta presión) o emisión (baja presión). La espectroscopia astronómica es una de las herramientas más poderosas utilizadas por los astrónomos para obtener una comprensión fundamental de nuestro universo. La espectroscopia astronómica es una técnica en la que se estudia la absorción y emisión de radiación electromagnética de estrellas y otros objetos celestes. Para poder interpretar y predecir los espectros de absorción y emisión de los cuerpos celestes, se debe tener un conocimiento fundamental de la emisión y absorción molecular. La emisión y absorción molecular es el proceso por el cual los fotones se emiten y absorben cuando una molécula cambia de estado de energía cuántica. Al estudiar la emisión y absorción molecular, se pueden medir la composición química, las propiedades físicas y las velocidades de los objetos astronómicos.

Uno de los conceptos clave de la mecánica cuántica esencial para la comprensión de la absorción y emisión molecular es el hecho de que la energía molecular está cuantificada. En otras palabras, las moléculas solo pueden existir en estados cuánticos específicos y cada estado cuántico tiene una cantidad determinada de energía. La energía cuantificada almacenada en una molécula se puede considerar como la suma de la energía almacenada en tres modos distintos: (1) rotación, (2) vibración y (3) electrónica:

Dado que los niveles de energía internos de las moléculas están cuantificados, se observan diferencias discretas de energía cuando las moléculas cambian de estado cuántico. Estas transiciones se corresponden directamente con la energía de los fotones emitidos o absorbidos en espectros discretos. Como se dijo anteriormente, la emisión es el proceso mediante el cual una molécula cambia los estados cuánticos de un estado cuántico superior a uno inferior mediante la liberación de un fotón. La absorción, por otro lado, es el proceso en el que una molécula cambia los estados cuánticos de un nivel de energía más bajo a un nivel de energía más alto al absorber un fotón.

El cambio total de energía asociado con una transición molecular (emisión o absorción) se puede describir de la siguiente manera:

Esta ecuación establece que la energía interna total de una molécula es la suma de los cambios en la energía rotacional, vibratoria y electrónica. A partir de la mecánica cuántica, se puede demostrar que los niveles de energía cuántica para los diferentes modos de energía molecular interna tienen diferentes espaciamientos. Los estados electrónicos están más espaciados que los estados vibracionales, que están más espaciados que los estados rotacionales. Debido a este espaciamiento diferente, los cambios en los diferentes modos de energía interna conducen a la absorción y emisión de energía electromagnética en diferentes longitudes de onda. Los cambios en la energía rotacional conducen a transiciones de microondas, los cambios en la energía rotacional y vibratoria (vibrotacional) conducen a transiciones infrarrojas, y los cambios en la energía rotacional, vibratoria y electrónica (rovibrónica) dan como resultado transiciones ultravioleta. Cabe señalar que los cambios en la energía vibratoria a menudo van acompañados de cambios en la energía rotacional y los cambios en la energía electrónica a menudo van acompañados de cambios en la energía vibratoria y rotacional.

Los espectros de absorción y / o emisión de una molécula generalmente consisten en una serie de "líneas". Estas líneas corresponden a las diferencias discretas en los modos de energía internos de una molécula. En otras palabras, una línea es la parte de un espectro que corresponde a una transición de un estado cuántico a otro. Los grupos de líneas pueden, a su vez, comprender una banda vibratoria. Las posiciones, fuerzas y formas de las líneas pueden proporcionar características físicas precisas sobre las moléculas que experimentan transiciones energéticas internas. La posición de las líneas espectrales revela varios parámetros moleculares como el espaciamiento internuclear y los ángulos de enlace molecular. Las fuerzas y formas de las líneas, por otro lado, pueden revelar la composición, temperatura, presión y velocidad de las moléculas en un gas radiante. Este concepto se ilustra en la figura 2, que muestra los espectros de emisión del plasma de hidrógeno.

La ley que rige la espectroscopia de absorción que vincula varias propiedades moleculares con la cantidad de luz absorbida en un medio gaseoso se conoce como ley de Beer.

La interacción que tiene la radiación electromagnética con la materia se puede explicar a través de tres tipos principales de interacciones: momento dipolar electrónico, polarización inducida y dispersión elástica. Las interacciones con el momento dipolar eléctrico dan como resultado cambios en la absorción y emisión de radiación, mientras que la polarización inducida y la dispersión elástica son un resultado directo de cómo una molécula dispersa fotones. Muchas moléculas heteronucleares diatómicas tienen un dipolo permanente. Un dipolo tiene una carga positiva en un extremo y una carga negativa en el otro extremo de la molécula. El movimiento de este dipolo, a través de la rotación y vibración de la molécula, permite que la molécula emita o absorba radiación electromagnética.

Como se indicó anteriormente, las rotaciones de moléculas corresponden a transiciones en la región de microondas del espectro EM. Cuando una molécula diatómica gira, el momento dipolar de la molécula también gira, lo que permite la absorción o emisión a frecuencias de resonancia características. El modelo rotacional más simple para una molécula diatómica que describe este proceso es la aproximación de rotor rígido. En este modelo, los átomos de las moléculas son masas puntuales con una distancia de separación de equilibrio que es constante o rígida. Usando la mecánica clásica, se puede determinar el momento de inercia y el momento angular de una molécula. Esta información utilizada junto con la energía de rotación de la molécula permite determinar los valores permitidos de energía de rotación en función del número cuántico.

Así como las rotaciones de una molécula pueden provocar cambios en el dipolo eléctrico de una molécula, las vibraciones también pueden cambiar el dipolo eléctrico de una molécula debido al estiramiento de los enlaces internos de la molécula. Este estiramiento conduce a la posibilidad de emisión o absorción de radiación EM infrarroja. El modelo más simple de vibración diatómica es el oscilador armónico simple. En este modelo, dos masas están separadas por una distancia de separación de equilibrio. La longitud de enlace entre las dos masas oscila alrededor de esta distancia de equilibrio como un resorte. Mediante el uso de la mecánica clásica, la frecuencia de resonancia fundamental, que se caracteriza por la rigidez del enlace y la magnitud de las masas, se puede utilizar para determinar la energía potencial almacenada en el oscilador.

Además de las rotaciones y vibraciones, la estructura electrónica de una molécula también puede interactuar con la radiación EM. Si se cambia la distribución de electrones en la capa de una molécula, se producen transiciones de energía que dan como resultado la emisión y absorción de radiación EM en las regiones ultravioleta y visible del espectro electromagnético. Los espectros electrónicos involucran las transiciones que ocurren entre los pozos de energía potencial que corresponden a diferentes configuraciones electrónicas. Los pozos potenciales representan la variación de fuerzas electrónicas con espaciamiento internuclear.

La radiación térmica es una radiación electromagnética de un rango de frecuencia particular. Todos los objetos emiten energía en forma de radiación electromagnética. A medida que los átomos son sacudidos por un movimiento térmico aleatorio, la carga en movimiento de los electrones hace que emitan un campo electromagnético cambiante. En general, cuanto más frío está el cuerpo, más lento es el movimiento de sus átomos y moléculas y más larga es la longitud de onda de la radiación emitida. Por lo tanto, un cuerpo humano emite principalmente en la parte infrarroja del espectro, lo que hace Vision nocturna cámaras tan valiosas para los militares y la policía. Pero el filamento de tungsteno de una bombilla incandescente se encuentra a una temperatura mucho más alta (aproximadamente 3000 K o 5000 grados F), lo que hace que emita luz principalmente visible.

Por tanto, el espectro y la intensidad de la radiación emitida se pueden utilizar para determinar la temperatura del objeto a distancia. Si un material se calienta por encima de 700 Kelvin, comienza a brillar visiblemente, comenzando como un color rojo oscuro y avanzando hacia el extremo azul del espectro con el aumento de temperatura. Sin embargo, la mayoría de los objetos irradian una amplia gama de temperaturas y el color efectivo que percibe el ojo humano puede no ser totalmente indicativo de la temperatura real. Por ejemplo, el Sol parece blanco para la mayoría de los observadores, pero la longitud de onda a la que irradia la mayor parte de su energía es de aproximadamente 5800 K o aproximadamente 10,000 grados Fahrenheit, que espectroscópicamente es equivalente a un color verde. Sin embargo, cuando el ojo humano detecta las diversas longitudes de onda que recibimos del Sol, en particular las proporciones de radiación emitida por el Sol, nuestra conexión ojo-cerebro lo percibe como blanco. La efecto Doppler o desplazamiento Doppler describe un fenómeno en el que la longitud de onda de la energía irradiada de un cuerpo que se acerca al observador se desplaza hacia longitudes de onda más cortas, mientras que las longitudes de onda se desplazan a valores más largos cuando el objeto emisor se aleja del observador. Esto sucede con cualquier forma de energía emitida en ondas, incluidos el sonido y la luz. El sonido se propaga de manera diferente a la energía electromagnética, pero el efecto es análogo.

Con el sonido de un objeto en movimiento, como con un tren, la longitud de onda de la bocina del tren que se aproxima sonará como un zumbido al principio haciéndose más fuerte hasta que pasa a su lado y luego se desvanece en un tono más bajo. Esto se debe a que las longitudes de onda que está escuchando se aplastan en la parte delantera del tren y luego se estiran a medida que pasa. Cuando la longitud de onda es más corta (acercándose a usted), la frecuencia de la longitud de onda será mayor, con un tono más alto. Lo contrario sucede cuando la longitud de onda es más larga, la frecuencia será menor, lo cual es un efecto que cambia rápidamente a un tono más bajo a medida que pasa el tren, alejándose de ti. Esto también funciona con ondas de luz, en términos de luz visible. Los objetos que se aproximan se desplazan hacia longitudes de onda más cortas y se denominan desplazados al azul. Mientras que la luz de los objetos que se alejan tiene longitudes de onda más largas, esas longitudes de onda se conocen como desplazamiento al rojo. Como se muestra en el diagrama a continuación, si está mirando hacia afuera desde el telescopio, puede ver el desplazamiento hacia el rojo hacia un objeto o, en este caso, un planeta invisible. Luego están las longitudes de onda cambiadas al azul que regresan hacia el telescopio desde el planeta invisible.

La velocidad relativa de las estrellas que se mueven hacia o alejándose del Sol, detectada a través del efecto Doppler, da pistas sobre el movimiento del Sol a través de la Vía Láctea, así como otra información sobre el movimiento de estrellas, cúmulos de estrellas y nubes de gas en el espacio. Los movimientos relativos de las estrellas binarias (dos estrellas que orbitan alrededor de un centro de gravedad común) pueden detectarse en las variaciones de su luz y, de hecho, incluso se han detectado algunas estrellas binarias que no pueden verse como estrellas separadas, pero cuya naturaleza binaria es conocido por las variaciones en sus espectros combinados.

Dado que tanto las ondas de luz como las de sonido tienen cambios de rojo y azul, Edwin Hubble pudo usar el efecto Doppler para descubrir que nuestras galaxias vecinas se están alejando de la Vía Láctea. Esto lo llevó a la conclusión de que el universo se estaba expandiendo. El corrimiento al rojo o más específicamente conocido como el corrimiento al rojo cosmológico debido a sus implicaciones para la cosmología, el estudio del origen y la evolución del universo. Los científicos podrían incluso ir más allá para descubrir más del universo cuando se dieran cuenta de que podían agregar velocidad a la ecuación de Hubble. Usando el espectro de cambio, ahora pueden encontrar las distancias basadas en esas observaciones.


Espectros en la oscuridad

No sé lo que pueda parecerle al mundo, pero a mí mismo me parece haber sido sólo como un niño que juega en la orilla del mar, y me divierto de vez en cuando encontrando un guijarro más liso o una concha más bonita de lo normal, mientras que el gran océano de la verdad estaba todo sin descubrir ante mí.

—Isaac Newton

Isaac Newton realizando su & # 8220experimentum crucis & # 8221 o & # 8216crucial experiment & # 8217 con un prisma. Pintura de Sascha Grusche (2015)

Isaac Newton (1643-1727) se representa en la imagen de arriba realizando lo que resultó ser un experimento & # 8216crucial & # 8217 de muchos que realizó con luz, y que finalmente llevó a la formulación de su Nueva teoría de la luz y la publicación de su tratado Optiks en 1703.

El experimento & # 8220crucial & # 8221 implica una habitación oscura con una única fuente de luz, como una ventana. El experimentador sostiene un prisma a la luz del sol y dirige la luz refractada a través de una pequeña abertura hacia una pantalla. La pantalla ahora aloja un Espectro una banda fantasmal de los colores del arco iris, llamada así por su espectral, o fantasmal personaje. La pantalla que aloja el espectro también tiene un pequeño orificio, que permite que solo pase uno de los colores. Ese rayo de un solo color pasa a través de un segundo prisma y se proyecta en una segunda pantalla. La observación es que este rayo de un solo color no sufre más cambios de color por el segundo prisma. El experimentador puede repetir este experimento cambiando la posición del agujero en la primera pantalla, para probar cada uno de los otros colores a través del segundo prisma. La observación es que un rayo de un solo color no sufrirá más cambios de color por el segundo prisma. Esto, según Newton, demuestra que un prisma dobla cada color de forma única & # 8211 cada rayo curvado tiene una correspondencia uno a uno con un solo color.

Newton usó estos resultados para argumentar que la luz blanca está, de hecho, compuesta de todos los colores del arco iris, y que un prisma revela este hecho en virtud de su capacidad para doblar cada color en una cantidad única.

Un espectro continuo

Isaac Newton no fue el único en perseguir espectros en la oscuridad. Joseph von Fraunhofer (1787-1816) fue un físico alemán y fabricante de lentes. Uno de sus inventos fue el espectroscopio, un aparato que permitió un estudio más detallado de los espectros. Un espectroscopio es un instrumento que esencialmente realiza la primera parte del experimento crucial de Isaac Newton. Resuelve la luz de una fuente en sus colores constituyentes.

Fraunhofer demostrando su espectroscopio. Huecograbado de una pintura de Richard Wimmer Fuente: Wikipedia Commons

El instrumento de Fraunhofer & # 8217 le permitió descubrir que el espectro solar no es en realidad una banda continua de colores, como la que emite una vela, el espectro solar está roto por líneas oscuras que existen en lugares específicos. Era como si hubieran desaparecido partes de lo que debería haber sido un espectro continuo. Estas líneas eran muy características y solo existían con la luz proveniente del sol. Pensó que quizás había algo en el Sol que estaba absorbiendo esas partes de la luz, razón por la cual este tipo de espectro se llama hoy espectro de absorción.

Líneas de absorción descubiertas por Fraunhofer

La investigación de Fraunhofer & # 8217 lo llevó a interesarse por todas las fuentes de luz, incluida la de los planetas. Usó su espectroscopio para resolver la luz proveniente de los planetas conocidos en nuestro Sistema Solar. La luz de esos planetas también resultó tener líneas oscuras, además, los espectros planetarios eran idénticos a los del Sol. Fraunhofer había demostrado que los planetas no emiten su propia luz & # 8211 simplemente reflejan la luz solar.

Curioso por ver si otras estrellas tenían espectros similares a los del Sol, usó su espectroscopio para resolver la luz proveniente de otras estrellas en el cielo nocturno. Para su asombro, descubrió que a las estrellas también les faltaban partes de su propio espectro, al igual que el Sol, solo que parecía que los patrones individuales eran diferentes a los del Sol. Era como si cada estrella tuviera su propia característica & # 8220 huella digital espectral & # 8221.

Líneas de emisión de sodio

Fraunhofer resolvió el misterio de los & # 8220 fantasmas perdidos & # 8221 durante otro experimento que involucró su espectroscopio. Le interesaba resolver la luz proveniente de la combustión de sustancias. Los espectros de la combustión de gases resultan diferentes a los del Sol o las estrellas. Consistía en una serie de líneas brillantes sobre un fondo oscuro. Era como si una sustancia solo emitiera colores específicos de luz cuando se quema.

Mientras quemaba sodio sobre una llama, aparecieron dos líneas amarillas brillantes paralelas entre otras. Pero estos dos específicamente de alguna manera le parecían familiares. En un destello de genialidad, se dio cuenta de que esos dos muy característicos brillante las líneas coincidían exactamente con dos oscuro líneas que faltaban en el espectro solar. Esta observación inspiró la sugerencia de que quizás todas las líneas faltantes podrían coincidir con elementos conocidos. ¿Podría ser que los elementos se encargaran de absorber parte del espectro?

Fraunhofer murió tristemente de tuberculosis antes de que pudiera completar su estudio de espectros a la edad de 39 años. Otros dos científicos, que trabajaban en la Universidad de Heidelberg, tomaron el testigo donde Fraunhofer lo había dejado: Robert Bunsen (sí, el mechero Bunsen es suyo) y Gustav Kirchoff. Estudiaron los espectros de los elementos en combustión y descubrieron que cada elemento tenía su propia huella característica de líneas espectrales. Además, cuando se colocó un gas frío hecho de átomos de ese elemento frente a una fuente de luz blanca, el gas absorbió exactamente las mismas partes del espectro que emitiría cuando se quemara. El misterio de los espectros estelares perdidos se había resuelto.

La respuesta fue que las líneas oscuras que faltaban correspondían a elementos que estaban presentes en atmósferas estelares. Esos elementos absorbieron la luz proveniente de las profundidades de las estrellas. Se podría identificar la composición química de una estrella a partir de las líneas faltantes presentes en su espectro. El helio fue descubierto en el Sol (y recibió el nombre de nuestra estrella Helios Gr & # 8216Sun & # 8217) antes de que fuera detectado en la Tierra en virtud de sus líneas espectrales. Fraunhofer, Kirchhoff y Bunsen sentaron las bases que llevaron al nacimiento de la Astrofísica moderna.

En una maravillosa actividad creada a través del proyecto EU-Hands-on-Universe, los estudiantes tienen la oportunidad de hacer su propio espectroscopio utilizando materiales simples. Ofrece una versión económica que usa cubiertas de CD como rejilla de difracción, pero creo que vale la pena pedir algunas rejillas de difracción baratas para obtener mejores resultados.

Un tubo de cartón sirve como parte principal del espectroscopio. En un extremo, uno tiene que crear una pequeña hendidura (la actividad sugiere usar una hoja de afeitar, pero si hay problemas de salud y seguridad, puede reemplazarse fácilmente pintando portaobjetos de microscopio con pintura oscura espesa y raspando cuidadosamente una columna ordenada para servir como una hendidura). En el otro extremo del espectroscopio, se debe colocar una rejilla de difracción. Los dos elementos se fijan al cartón con cinta eléctrica oscura.

Luego, los estudiantes pueden observar los espectros de una variedad de fuentes. Las lámparas del techo se iluminan con un tubo de descarga a la luz de las velas y la luz solar procede de la combustión de algunos productos químicos simples, como la sal de mesa y algunos elementos. Registran sus observaciones y las comparan.

Un espectroscopio cuidadosamente elaborado dará los resultados que se muestran arriba. Y lo mejor es que los estudiantes pueden llevarse el espectroscopio a casa y compartir su asombro, tal vez persiguiendo algunos espectros en la oscuridad de los suyos & # 8230!

“Me recompensará bastante si, con la publicación del presente experimento, he dirigido la atención de los investigadores a este tema, que todavía promete mucho para la óptica física y parece abrir un nuevo campo”.

- Joseph von Fraunhofer

(¡Qué eufemismo resultó ser!)

Alemania Occidental rinde homenaje a Fraunhofer con un sello de edición especial

Interacción de los cuántos gamma con la materia

Ilya Obodovskiy, en Radiation, 2019

6.2 Fotoefecto

Un efecto fotoeléctrico es la absorción de un cuanto gamma por un electrón, en el que el cuanto gamma cede casi toda su energía al electrón. La absorción por un electrón libre es imposible, ya que no se cumple la ley de conservación del momento.

Por lo tanto, el efecto fotoeléctrico ocurre en los electrones atómicos ligados, y cuanto mayor es la probabilidad del proceso, más fuerte es el electrón ligado. El efecto fotoeléctrico en la capa K más cercana al núcleo tiene la mayor probabilidad, la menor probabilidad en la capa L e incluso una probabilidad menor en la capa M. La relación de las secciones transversales en las carcasas K, L y M es

Fórmulas teóricas estrictas para calcular las secciones transversales del efecto fotoeléctrico de cualquier cuanto de energía en átomos con cualquier Z no existen actualmente. Los principales cálculos teóricos tienen un carácter aproximado y un campo de aplicación limitado. Por lo tanto, aunque las expresiones para las secciones transversales en la literatura no están disponibles, solo notamos el carácter de la dependencia de la sección transversal del número atómico de la sustancia y de la energía de los cuantos:

La dependencia de la sección transversal de fotoabsorción de la energía de los cuantos gamma tiene la forma de una curva escalonada decreciente, cada paso está asociado con la contribución de una de las capas internas del átomo. En los intervalos entre pasos, la sección transversal varía monótonamente, y en coordenadas logarítmicas dobles, es prácticamente lineal. La dependencia del coeficiente de absorción fotoeléctrica de la energía cuántica gamma se muestra en la figura 6.2.

Figura 6.2. Dependencia esquemática del coeficiente de absorción de fotoefecto en Xe de la energía cuántica.

Se ve que, comenzando con altas energías, la sección transversal aumenta con la energía decreciente, hasta que la energía cuántica alcanza la energía de enlace del electrón en la capa K. Con una mayor disminución de energía, el efecto fotoeléctrico en la capa K se vuelve energéticamente imposible y se omite del proceso. Se observa un salto vertical brusco en la curva, llamado borde K de absorción. En la energía cuántica gamma, que es más pequeña que la energía del borde K, solo L-, M- y las siguientes capas participan en el efecto fotoeléctrico. Como se sabe, estas capas tienen subcapas de acuerdo con diferentes valores de los momentos orbitales y totales. La capa L tiene tres subcapas y la capa M tiene cinco subcapas, el borde de absorción se divide en varias.

A medida que la energía del cuanto gamma disminuye por debajo del borde K, la sección transversal vuelve a crecer hasta que una LI-Aparece un borde, seguido de LII- y yoIII-bordes y así sucesivamente. Como el L-shell se apaga por partes, la magnitud de cada salto es notablemente menor que el salto correspondiente al borde K de la absorción.

En la tabla 6.1, se muestran los valores de energía de los bordes K, L y M de absorción de algunos elementos.

Cuadro 6.1. Valores de la energía de los bordes K, L y M de absorción de ciertos elementos (keV)

AlabamaSiFeCuGeAgIXeCsPb
K1.561.847.118.9811.125.533.534.736.088.0
LI 1.11.413.85.25.55.715.9
LП 1.253.54.95.15.415.2
LШ 1.223.44.64.85.013.0
METROI 1.23.9

La distribución angular de los fotoelectrones se muestra en la figura 6.3. A bajas energías ( & lt & lt mc 2), los fotoelectrones se emiten predominantemente en la dirección del vector eléctrico de la onda electromagnética incidente, es decir, en ángulo recto con la dirección de propagación de la radiación. Al aumentar la energía, la distribución angular se extiende hacia adelante.

Figura 6.3. Distribución angular de fotoelectrones.

Como resultado del fotoefecto, aparece un fotoelectrón con la energía

dónde UK, L, M es la energía de enlace de los electrones en las capas K, L o M.

Después de que un fotoelectrón emerge de la capa correspondiente de un átomo, con la mayor probabilidad de salir de la capa K, se forma una vacante, seguida de la cascada de transiciones descritas en la Sección 4.6.

Las secciones transversales del efecto fotoeléctrico en un amplio rango de energía para el aire y el plomo se muestran al final de este capítulo en la Fig. 6.8.


Respuestas y respuestas

La emisión del cuerpo negro definitivamente está cuantificada, ya que el trabajo de Planck en el espectro del cuerpo negro es la principal chispa que puso en marcha todas esas cosas cuánticas.

Creo que su cuestionamiento proviene del hecho de que está pensando en los sólidos como compuestos de átomos que conservan su carácter atómico. Ese no es el caso. Los sólidos (en su mayor parte) no tienen niveles de energía cuantificados discretamente, sino bandas de energía continuas. Con suficiente presión, incluso los gases pueden dar espectros bastante amplios.

La emisión del cuerpo negro definitivamente está cuantificada, ya que el trabajo de Planck en el espectro del cuerpo negro es la principal chispa que puso en marcha todas esas cosas cuánticas.

Creo que su cuestionamiento proviene del hecho de que está pensando en los sólidos como compuestos de átomos que conservan su carácter atómico. Ese no es el caso. Los sólidos (en su mayor parte) no tienen niveles de energía cuantificados discretamente, sino bandas de energía continuas. Con suficiente presión, incluso los gases pueden dar espectros bastante amplios.

Gracias por su respuesta. de hecho, la luz está cuantificada, pero eso no es lo que estoy preguntando. Estoy preguntando por qué no hay una "descripción cuántica del calor". La estupidez de esta pregunta se basa en que hice una analogía con el efecto fotoeléctrico. La observación de que la eyección de electrones requiere una determinada energía por fotón. Sin embargo, aumentar la frecuencia del fotón no hace que salgan más electrones.

Percibo que el proceso de una colisión atómica es el evento incipiente a un estado de mayor energía, al igual que una colisión de fotones en el efecto fotoeléctrico. Lo llamé "inverso" porque es la colisión atómica (los electrones en realidad en la capa atómica externa) la que produce estados de mayor energía que conducen a la luz. Mientras que en el efecto fotoeléctrico, los fotones chocan con los átomos expulsando electrones o simplemente causando calor.


¿Cómo emiten luz los elementos con un solo caparazón? - Astronomía

Estructura electrónica de los átomos

Modelo de Bohr del átomo de hidrógeno

En 1913 Niels Bohr desarrolló una explicación teórica para un fenómeno conocido como espectros de líneas. Modelo de Bohr del átomo de hidrógeno

Los láseres emiten radiación que se compone de una sola longitud de onda. Sin embargo, las fuentes más comunes de radiación emitida (es decir, el sol, una bombilla) producen radiación que contiene muchas longitudes de onda diferentes.

Cuando las diferentes longitudes de onda de radiación se separan de dicha fuente, se produce un espectro.

  • La luz solar que pasa a través de un prisma (o gotas de lluvia) se separa en las longitudes de onda que la componen.
  • La luz solar está formada por un espectro continuo de longitudes de onda (del rojo al violeta); no hay espacios
  • Cuando se aplica alto voltaje a un tubo de vidrio que contiene varios gases a baja presión, se emite una luz de diferentes colores.
    • El gas de neón produce un brillo rojo anaranjado.
    • El gas de sodio produce un brillo amarillo.
    • Estos aparecen como líneas separadas por áreas oscuras y, por lo tanto, se denominan espectros de línea.

    En 1885, un maestro de escuela suizo descubrió que las frecuencias de la luz correspondientes a estas longitudes de onda se ajustan a una fórmula matemática relativamente simple:

    donde C = 3,29 x 10 15 s -1 (no la 'c' utilizada para la velocidad de la luz)

    Sin embargo, se desconocía la base física de esta relación.

    • Bohr comenzó con la suposición de que los electrones estaban orbitando el núcleo, al igual que la Tierra orbita alrededor del sol.
    • Según la física clásica, una carga que viaja en una trayectoria circular debería perder energía al emitir radiación electromagnética
    • Si el electrón "en órbita" pierde energía, debería terminar girando en espiral hacia el núcleo (que no es así). Por lo tanto, las leyes físicas clásicas no se aplican o son inadecuadas para explicar el funcionamiento interno del átomo.
    • Bohr tomó prestada la idea de energía cuantificada de Planck
      • Propuso que solo las órbitas de ciertos radios, correspondientes a energías definidas, están "permitidas"
      • Un electrón que orbita en una de estas órbitas "permitidas":
        • Tiene un estado energético definido
        • No irradiará energía
        • No entrará en espiral hacia el núcleo

        Donde R H es una constante llamada constante de Rydberg y tiene el valor 2.18 x 10-18 J

        'n' es un número entero, llamado número cuántico principal y corresponde a las diferentes órbitas permitidas para el electrón. Así, un electrón en la primera órbita permitida (más cercana al núcleo) tiene n = 1, un electrón en la siguiente órbita permitida más alejada de los núcleos tiene n = 2, y así sucesivamente.

        Por lo tanto, las energías relativas de estas órbitas permitidas para los electrones se pueden diagramar de la siguiente manera:

        • Cuanto menor es la energía, más estable es el átomo.
        • El estado de energía más bajo (n = 1) se llama estado fundamental del átomo
        • Cuando un electrón está en una órbita de energía más alta (menos negativa) (es decir, n = 2 o más), se dice que el átomo está en un estado excitado.
        • A medida que n se hace más grande, llegamos a un punto en el que el electrón se separa completamente del núcleo.
          • E = (-2,18 x 10-18 J) (1 / infinito) = 0
          • Por lo tanto, el estado en el que el electrón está separado del núcleo es el estado de referencia o de energía cero (en realidad, más alto en energía que otros estados).
          • La energía debe ser absorbida para que un electrón se mueva a un estado superior (uno con un valor n más alto)
          • La energía se emite cuando el electrón se mueve a una órbita de menor energía (una con un valor de n más bajo)
          • El cambio general de energía asociado con el "salto de órbita" es la diferencia en los niveles de energía entre las órbitas final (final) e inicial:

          Sustituyendo por la ecuación de energía previamente definida:

          • Planck había deducido que la energía de los fotones que componen la radiación EM es función de su frecuencia (E = h)
          • Por lo tanto, si la radiación emitida por un electrón que cae tiene una energía definida, entonces debe tener una frecuencia definida correspondientemente.
          • D E es positivo cuando n f es mayor que n i, esto ocurre cuando se absorbe energía y un electrón sube a un nivel de energía más alto (es decir, órbita).
          • Cuando D E es negativo, se emite energía radiante y un electrón ha caído a un estado de menor energía.

          En 1885, un maestro de escuela suizo descubrió que las frecuencias de la luz correspondientes a estas longitudes de onda se ajustan a una fórmula matemática relativamente simple:

          donde C = 3,29 x 10 15 s -1 (no la 'c' utilizada para la velocidad de la luz)

          Dado que la energía perdida por los electrones es energía "ganada" por la energía EM emitida, la energía EM de la ecuación de Bohr sería:

          Por lo tanto, la constante de Balmer 'C' = (RH / h) (constante de Rydberg dividida por la constante de Planck), y nf = 2. Por lo tanto, las únicas energías emitidas que caen en el espectro visible son de aquellos electrones que cayeron al segundo cuanto orbital. Aquellos que cayeron al primer orbital tienen una energía (frecuencia) más alta que la que se puede ver en el espectro visible.

          Calcule la longitud de onda de la luz que corresponde a la transición del electrón del estado n = 4 al n = 2 del átomo de hidrógeno. ¿La luz es absorbida o emitida por el átomo?

          Dado que el electrón está "cayendo" del nivel 4 al nivel 2, la energía se entregará y se manifestará como radiación electromagnética emitida: DE = (2,18 x 10 -18 J) ((1/16) - (1/4)) = -4.09 x 10-19 J (se emite luz) 4.09 x 10-19 J = (6.63 x 10-34 Js) * (n) 6.17 x 10 14 s -1 = nl = (3.00 x 10 8 ms -1 ) / (6,17 x 10 14 s -1) = 4,87 x 10-7 m = 487 nm

          El modelo del átomo de Bohr fue importante porque introdujo estados de energía cuantificados para los electrones. Sin embargo, como modelo solo fue útil para predecir el comportamiento de átomos con un solo electrón (iones H, He + y Li 2+). Por lo tanto, un modelo diferente del átomo eventualmente reemplazó al modelo de Bohr. Sin embargo, conservaremos el concepto de estados energéticos cuantificados.


          Fuego

          El color nos habla de la temperatura de la llama de una vela. El núcleo interno de la llama de la vela es de color azul claro, con una temperatura de alrededor de 1670 K (1400 ° C). Esa es la parte más caliente de la llama. El color dentro de la llama se vuelve amarillo, naranja y finalmente rojo. Cuanto más se aleje del centro de la llama, menor será la temperatura. La porción roja es de alrededor de 1070 K (800 ° C).

          Los colores naranja, amarillo y rojo de una llama no se relacionan solo con la temperatura del color. Las excitaciones de gas también juegan un papel importante en el color de la llama. Uno de los principales componentes de una llama encendida es el hollín, que tiene una composición compleja y diversa de compuestos de carbono. La variedad de estos compuestos crea un rango prácticamente continuo de posibles estados cuánticos a los que se pueden excitar los electrones. El color de la luz emitida depende de la energía emitida por cada electrón que vuelve a su estado original.

          Dentro de la llama, regiones de partículas con transiciones de energía similares crearán una banda de color aparentemente continua. Por ejemplo, la región roja de la llama contiene una alta proporción de partículas con una diferencia en las energías del estado cuántico que corresponde al rango rojo del espectro de luz visible.