Radiación ¿que información recibimos del cielo?

1. Radiación¿que información recibimos del cielo? Mag. Andrea Sánchez (DA- FC) Cátedra Alicia Goyena Mayo del 2002

2. Radiación: información que llega desde el cielo. • Los objetos de estudio de la Astronomía son objetos lejanos (por ej. viajando a c): • Luna: 1 segundo • Sol: 8 minutos • Próxima Centauri: 4.3 años • Debemos analizar los portadores de información, aplicar las leyes de la física (como las conocemos en la Tierra) para interpretar la radiación electromagnética que nos llega de nuestros objetos de interés. • Radiación: cualquier forma en que la energía se trasmite de un punto a otro del espacio, sin necesidad de conexión física. • Electromagnética: la energía se transporta en forma de campos eléctricos y magnético fluctuantes.

3. Luz visible: tipo particular de radiación para la cual el ojo humano es sensible (tenemos detectores para la luz). • Vemos distintos colores porque nuestros ojos reaccionan de manera diferente a distintas longitudes de onda. Al pasar por un prisma los rayos de luz de diferentes longitudes de onda se refractan diferente. (fig 3.10) • Ejemplo: • luz roja: l = 7 . 10E –7 m • luz violeta: l = 4. 10 E –4 m • Nuestros ojos tienen mayor sensibilidad para l = 5500 A (verde-amarillo) que coincide con el máximo de la emisión solar. • Radiación electromagnética invisible: rayos gamma, rayos X, UV, IR, Ondas de Radio. • Todas viajan a la velocidad de luz. • Conforman el espectro electromagnético (fig. 3.11)

4. Fig. 3.10: difracción de la luz Fig 3.11 : visible (sólo una fracción) Longitudes de onda involucradas Ventanas atmosféricas

5. Opacidad atmosférica • Ya vimos que tenemos detectores sólo para una pequeña fracción del EEM. • Además: sólo una fracción de la radiación llega a nosotros debido a la opacidad selectiva de la atmósfera terrestre. • Mayor opacidad implica que menor radiación atraviesa la atmósfera. (fig. 3.11). • Causas de la opacidad: • Vapor de agua y oxígeno: ondas de radio con l < 1 cm. • Vapor de agua y CO2: absorben radiación IR (recordar) • Ozono: UV, rayos gamma, rayos X • Visible (imprevisto y cotidiano) : nubes • Interacción UV solar con alta atmósfera: ionósfera (capa conductora a 100 km) Refleja l > 10 m análogo a un espejo (transmisiones AM). • Ventanas atmosféricas: Visible, Ondas de radio (parte), IR (poca humedad).

6. Distribución de la radiación: la hipótesis de cuerpo negro. • Intensidad: cantidad de radiación en cualquier punto del espacio. • Si grafico I vs l (o frecuencia) : curvas de Planck. (fig 3.12). • Esta gráfica está asociada a la radiación de cuerpo negro: absorbe toda la energía recibida y reemite lo mismo que absorbió. • La curva de Planck no cambia de forma, sí de ‘posición’) (fig. 3.13) • Ejemplo de metal caliente. • Leyes de radiación: • Ley de Wien: lM = 0.29 cm / T (T en K) • Ley de Stefan-Boltzman: F = s T4 • Para la ley de Stefan se considera el flujo de energía (energía /m2 . s) y s = 5.67.10(- 8)W/m2 K4

7. Aplicaciones astronómicas El Sol en distintas l: a) visible b)UV c) rayos X d) ondas de radio • Fig 3.15 • Las curvas de Plank y el máximo de emisión para: • Nube de gas • Estrella joven • Sol • Cúmulo estelar (omega Centauro) • T = 60,600,6000 y 60000 K respectivamente

8. Lineas espectrales • Espectro: descomposición de la radiación en sus longitudes de onda constitutivas. • Continuo: por ejemplo una bombita emite mayormente en el visible, con un espectroscopio se ve el arco iris. • Líneas de emisión: tengo una recipiente transparente con hidrógeno gaseoso y hago una descarga: algunas líneas brillantes características de cada elemento. (fig 4.3) • Líneas de absorción: para un elemento dado están en el mismo lugar(igual l) que las de emisión. (fig 4.4, 4.6) • Leyes de Kirchoff: • Sólidos o líquidos a alta densidad : contínuo • Gas caliente a baja densidad : emisión • Gas a menor T: absorción

9. Fig. 4.3 Líneas de emisión de algunos elementos Fig. 4.4 El espectro solar Fig. 4.5 Emisión – absorción del doblete del Na.

10. El origen de las líneas espectrales • Supongamos la situación de una fuente de contínuo a la que se interpone gas a menor T (ej: interior y capas exteriores de una estrella). • El coninuo tiene fotones (cuantos de luz) de todas las energías, pero la mayoría no van a interactuar con los átomos de gas, solamente se absorberá energía de aquellos que provoquen transiciones en los orbitales atómicos desde un estado a otro (fig 4.10) • Los fotones de energía adecuada excitarán al gas y generarán las líneas de absorción (que indican los niveles de orbitales entre los átomos del gas). • Los átomos excitados rápidamente vuelven a su estado base, pero: • La emisión de fotones correspondiente es en cualquier dirección • En cascadas hasta el estado base • Un segundo detector podría registrar esto como re-emisión del gas

11. Fig. 4.10 : El origen de las líneas espectrales

12. Venus: el efecto invernadero. Balance térmico en las atmósferas de a) la Tierra y b) Venus

13. ¿Qué ocurrió en Venus?Planetología comparada • El 96 % de la atmósfera es CO2 (gas por excelencia del efecto invernadero junto con el vapor de agua). Absorbe el 99% de la radiación emitida por la superficie. • En la Tierra: la atmósfera no es primordial, hay una atmósfera secundaria debido a la actividad volcánica, data de 4000 millones de años. • El Nitrógeno terrestre fue liberado a la atmósfera por la acción de la luz del Sol en los compuestos que lo contienen, además que el agua condensó y el Co2 se disolvió en agua líquida. • El CO2 remanente se combinó con las rocas. • Gran parte de nuestra atmósfera secundaria pasó rapidamente a formar parte de la superficie. • Si liberaramos el CO2 de los océanos y las rocas, nuestra atmósfera tendría 98 % de este compuesto y sería 70 veces la actual. • Venus está mas cerca del Sol, entonces el agua no condensó (mayor T), por lo tanto el CO2 no se disolvió y se mantuvo en la atmósfera. El efecto invernadero comenzó a ‘funcionar’ inmediatamente y se retroalimentó (runaway greenhouse) • La molécula de agua en la alta atmósfera se divide por acción de la radiación UV, el H se va y el 02 se combina con otros gases de efecto invernadero.

14. Marte: efecto invernadero inverso • Marte adquirió una atmósfera secundaria por desgaseamiento al comienzo de su historia (analogamente con los otros planetas terrestres). • Condiciones climáticas favorables, a pesar de la distancia al sol la mayor parte de la composición atmosférica es CO2, el efcto invernadero mantendría la T por encima de los 0 grados, agua líquida. • Imacto? Pérdida de parte de la atmósfera. • El Co2 que quedó se disolvió en agua líquida y combinó con las rocas (tal vez la reposición volcánica prolongó las buenas condiciones por 500 E 6 años). • Al bajar el nivel de CO2 bajó la T, se congeló el agua, por lo que bajó el nivel de vapor de agua atmosférico y hubo menor concentración de gases de efecto invernadero.

15. Júpiter y Saturno: ¿calor desde el interior ? Júpiter: estructura interna Emite el doble de energía que recibe del Sol. Causa: lenta difusión de la energía gravitatoria, residuo de la formación planetaria. Saturno: estructura interna. Reemite 3 veces mas que absorbe. Causa: Contracción gravitacional por la decantación de He que no se disuelve en H líquido.