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LAS LEYES DE LA RADIACIÓN EN LA TIERRA Y EN EL ESPACIO. Dr. Tabaré Gallardo y MSc. Mario Bidegain Facultad de Ciencias. OBJETIVO. Aproximarnos a los procesos que absorben y generan radiación electromagnética en la Tierra y en el espacio. RESUMEN.
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LAS LEYES DE LA RADIACIÓN EN LA TIERRA Y EN EL ESPACIO Dr. Tabaré Gallardo y MSc. Mario Bidegain Facultad de Ciencias
OBJETIVO Aproximarnos a los procesos que absorben y generan radiación electromagnética en la Tierra y en el espacio.
RESUMEN • Generación de líneas: Kirchhoff • Contínuo: Planck, Wien, Stefan • Aplicaciones en estrellas: temperaturas y radios • Aplicaciones en Sistema Solar: temperaturas y composición • Generación de contínuo y líneas en estrellas, nubes y galaxias • La radiación en la Tierra
RESUMEN HISTÓRICO 1859 Kirchhoff: radiación de cuerpo en equilibrio térmico 1860 Kirchhoff y Bunsen: leyes de radiación 1879 Stefan: obtención empírica del flujo total 1893 Wien: ley de desplazamiento 1896 Zeeman: efecto y aplicación al estudio de manchas solares 1900 Planck: deducción teórica de la radiación de cuerpo negro 1906 Schwarzschild: teoría de campos de radiación estacionarios 1911 Rutherford: modelo de átomo con núcleo y nube de electrones 1913 Bohr: modelo del átomo de Hidrógeno 1916 Eddington: teoría de la constitución interna de las estrellas
Intensidad: • energía emitida en la dirección normal a la superficie emisora • por unidad de tiempo, • por unidad de area, • por unidad de frecuencia y • por unidad de ángulo sólido
Ley de Planck: medio (o cuerpo) en equilibrio térmico emitirá con:
Ley de Wien Si integramos la intensidad en todas las direcciones y en todas las frecuencias obtenemos el Flujo o energía emitida por unidad de área y de tiempo: Ley de Stefan La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de la Ley de Planck
La observación y la teoría concuerdan en que las estrellas a grosso modo están formadas por capas gaseosasconcéntricas en equilibrio térmico. La intensidad de la emisión resultante de un medio como éste es la funciónde Planck la cual es independiente de las propiedades del medio, solo depende de su temperatura (aunque Tdependerá de las propiedades del medio).
Luminosidad: energía total emitida por unidad de tiempo. Para el caso de una ESTRELLA ESFERICA: Condición: emisión planckiana (equilibrio térmico) La temperatura deducida a través de esta expresión se conoce comoTemperatura Efectiva de la estrella yse requiere conocer el radio y la luminosidad de la estrella. En realidad la radiación que recibimos es la sumade emisiones de diferentes capas superficiales a diferentestemperaturas pero el efecto total es equivalente al deuna capa de temperatura Tef .
La observación de la intensidad de las estrellas en función de la frecuencia concuerda muy bien conla curva de Planck.Ajustando las curvas de emisión estelares a las de Planck podemos estimar las temperaturas(Temp de brillo, Temp de color) de las ”superficies” que generan esa emisión observada. Luego podemos deducirel radio estelar.
Radiación recibida en un planeta propagada en el vacío: la densidad de flujo (o “flujo”) decrece con el cuadrado de la distancia al Sol.
La energía absorbida por el planeta dependera de su Albedo :
Si el asteroide se encuentra a temperatura constante quiere decir que toda la energía absorbida es reemitida: y el espectro de emisión del asteroide será:
espectro observado = emisión + reflexión determinación de radio
Temperaturas de equilibrio en el sistema solar: Dependen básicamente de la distancia al Sol y del Albedo.
A partir del balance energético en cada punto del planeta, Energía absorbida = E reemitida + E transmitida, obtenemos los perfiles de temperatura
Planeta de rotación lenta Planeta de rotación rápida
Insolación en la Tierra Insolación: energía total diaria recibida por unidad de área.
Radiación a través de un medio absorbente. OPACIDAD L = Camino Libre Medio de los fotones • Si D>>L , gran absorción • Si D<<L , absorción despreciable
Ejemplo: atmosfera terrestre. • D >> L (fotones en gama, X, UV) • D << L (fotones en visible)
GENERACIÓN DEL CONTÍNUO Y LÍNEAS EN ESTRELLAS, NUBES Y GALAXIAS
Opacidad alta opacidad Opacidad baja r (altura) desde donde se emiten los fotones observados r Temperatura de la capa emisora Temperatura Intensidad observada (espectro observado) Intensidad Longitud de onda
Siguiendo las leyes de Kirchhoff podríamos pensar que las líneas de absorción en las estrellas son generadas en capas gaseosas superiores y mas frías. Esto es un modelo simplificado. En realidad el contínuo y las líneas son generados en grandes regiones y no hay una separación clara entre la región de producción del contínuo y la región de producción del conjunto de líneas.
RADIACION SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA ATMOSFERA Y EN LA SUPERFICIE TERRESTRE
