El espectro de la luz

El espectro de la luz
Dra. Rosa Martha Torres
Newton
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Isaac Newton (1643-1727)
●
●
Uno de los más grandes
genios de la historia de la
ciencia, sin duda alguna
Hizo aportaciones a las
matemáticas, la
astronomía, óptica y física,
pero desde muy temprano
se interesó en los
estudios de la luz
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La luz blanca
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En febrero de 1672 presentó a la Royal
Society su primera comunicación sobre la luz,
en la cual aportaba la indiscutible evidencia
experimental de que la luz blanca era una
mezcla de rayos de diferentes colores
●
Lo que hizo fue interponer un prisma en el
camino de un fino haz de luz solar y sobre la
pared se proyectaron los colores del arcoiris
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El arcoiris
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Descomposición de luz blanca
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Espectro
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Dio a este fenómeno el nombre latino “spectrum”, en
español “espectro”
La conclusión fue que:
–
La luz estaba constituida por innumerables partículas
microscópicas coloreadas (corpúsculos), que eran
emitidas a altas velocidades por una fuente de luz
como el Sol
–
Todas juntas, parecían blancas ante nuestros ojos
–
Un prisma es capaz de separarlas según su color
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Herschel
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William Herschel (1738-1822)
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Nació 11 años después de
la muerte de Newton
Astrónomo y músico
germano-británico que
descubrió Urano
Demostró que la mayoría de
las estrellas se orbitaban
unas a otras: primer
movimiento orbital fuera del
Sistema Solar
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Astronomía General para
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la Licenciatura en Estudios Liberales
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Experimento de Hershel
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Hizo pasar luz solar a través de un prisma para
generar un espectro y midió la temperatura de
cada color
Al medir las temperaturas de la luz violeta, azul,
verde, amarilla, naranja y roja, notó que cada
color tenía una temperatura mayor que los
termómetros de control, y que la temperatura de
los colores del espectro aumentaba al ir del
violeta al rojo
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Experimento de Hershel
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Después de realizar ese experimento, decidió
medir la temperatura en una zona ubicada un
poco más allá de la luz roja del espectro, al
parecer desprovista de luz
Para su sorpresa, descubrió que esta región
tenía la temperatura más alta de todas
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Experimento de Hershel
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Experimento de “rayos caloríficos”
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Los “rayos caloríficos” existían más allá de la
región roja del espectro
Encontró que eran reflejados, refractados,
absorbidos y transmitidos igual que la luz visible
Había descubierto una forma de luz (o radiación)
ubicada más allá de la luz roja
Estos “rayos caloríficos” fueron posteriormente
denominados rayos infrarrojos o radiación infrarroja
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Experimentos realmente importantes
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Sus experimentos fueron realmente importantes
no sólo porque condujeron al descubrimiento
de los rayos infrarrojos, sino también porque
fue la primera vez que se demostró que había
formas de luz imposibles de percibir con
nuestros propios ojos
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Faraday y Maxwell
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Michael Faraday (1791-1867)
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Más o menos contemporáneo
de Herschel
Estableció que el magnetismo
podía afectar a los rayos de luz
y que había una relación
subyacente entre ambos
fenómenos
Descubrió el principio de
inducción electromagnética,
diamagnetismo y las leyes de la
electrólisis
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Michael Faraday
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Fue un excelente experimentador que
transmitió sus ideas en un lenguaje claro y
simple
Sin embargo sus habilidades matemáticas no
abarcaban más allá de la trigonometría y el
álgebra básica
Pero estableció las bases para el desarrollo
del concepto de campo electromagnético
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James Clerk Maxwell (1831-1879)
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Contemporáneo de Faraday
James Clerk Maxwell tomó
el trabajo de Faraday y de
otros y lo resumió en un
grupo de ecuaciones que
representan las actuales
teorías del fenómeno
electromagnético
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Ecuaciones de Maxwell
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Aportaciones de Maxwell
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Las ecuaciones de Maxwell demostraron que
la electricidad, el magnetismo y hasta la luz,
son manifestaciones del mismo fenómeno: el
campo electromagnético
Su trabajo sobre electromagnetismo ha sido
llamado la “segunda gran unificación en física”,
después de la primera llevada a cabo por
Newton
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Radiación electromagnética
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Radiación electromagnética
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Son campos eléctricos y magnéticos que se
desplazan por el espacio
Transfieren energía de un lugar a otro
Llevan una velocidad de 300,000 km/s llamada
velocidad de la luz c
Es un fenómeno ondulatorio
 representa la longitud de onda y puede ser más
pequeña que el átomo o más grande que la Tierra
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Radiación electromagnética
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Espectro electromagnético
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Se trata de ordenar la radiación
electromagnética de acuerdo a su 
El arcoiris es la parte visible del espectro
La  de la parte visible va desde 4x10 -7 m
hasta 7x10-7 m (400 a 700 nm)
Pero el espectro electromagnético es mucho
más grande y va desde  = 10-12 m hasta 103 m
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Radiación electromagnética
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Nos da la clave sobre la naturaleza de los cuerpos celestes
●
Los cuerpos celestes emiten radiación en diferentes 
●
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Para estudiarla usamos telescopios especiales para cada
tipo de 
Pero sólo una pequeña parte del espectro (visible y radio)
puede atravesar la atmósfera, las otras partes son
absorbidas
Para detectar radiación en otras , usamos telescopios
fuera de la atmósfera
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Sol y mano a diferentes 
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Espectro electromagnético
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Telescopios ópticos
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Telescopios ópticos
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Son instrumentos que captan la
luz visible
Son de 2 tipos: refractores y
reflectores
Parece que en 1550 se
desarrolló el primer prototipo
del telescopio refractor, pero
hasta agosto de 1609 fue
Galileo quien estableció el
telescopio como instrumento
de observación astronómica
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Instrumentos
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Hay instrumentos especiales que se pueden
adaptar a los telescopios ópticos
●
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Dichos instrumentos nos permiten analizar la luz
visible de diferentes maneras
Los instrumentos más importantes son la placa
fotográfica, las cámaras electrónicas, los
CCDs, el espectrógrafo, el fotómetro y las
computadoras
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Espectrógrafo
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El espectrógrafo descompone la luz de las
estrellas y sirve para obtener su espectro
Se puede usar un prisma, un conjunto de
prismas o una rejilla que consiste en una lámina
de vidrio sobre la que se graban miles de
líneas microscópicas paralelas
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Fraunhofer
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Joseph von Fraunhofer (1787-1826)
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Nació 60 años
después de la muerte
de Newton
Estudió el espectro
solar y vio que estaba
cruzado por 600 líneas
oscuras ahora llamadas
líneas de Fraunhofer
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Espectroscopio
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Joseph von Fraunhofer
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Lo que hizo fue simplemente interponer un prisma
en el camino de un telescopio por el que entraba
luz solar (Newton no lo hizo de esta manera)
Fue entonces que se abrió la puerta hacia la
comprensión de las estrellas
Y para seguir hablando de estrellas, debemos
entender primero cómo el átomo interacciona
con la luz
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La interacción de la luz y la materia
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Absorción y emisión
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Espectro continuo
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Cuerpo negro es un cuerpo en equilibrio
térmodinamico y emite luz en todos los colores en
función de su temperatura
Si le ponemos un prisma a ese cuerpo negro,
obtenemos un espectro continuo
Se llama continuo porque no tiene ni un espacio vacío
d
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Tipos de espectro
Espectro continuo
Prisma
Gas
caliente
Gas
frío
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Prisma
Prisma
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Líneas emitidas
por el gas
Espectro continuo
+ líneas absorbidas
por el gas
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Tipos de espectro
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Espectros de emisión en laboratorio
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Espectros de absorción en laboratorio
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Espectro de estrella y nebulosa
La estrella tiene una “lámpara” en sus
capas internas y luego un “gas” que lo rodea,
y lo que se obtiene es un espectro de absorción
La nebulosa no tiene una “lámpara” en sus
capas internas pero sí tiene un “gas”,
y lo que se obtiene es un espectro de emisión
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Estrellas
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Una estrella está hecha a partir de una gran cantidad de gas
Sus capas externas emiten de manera similar a un cuerpo
negro a la temperatura de la estrella y emite en todas las 
(esta sería la luz de la estrella)
Por encima de la estrella hay una capa de gas a la que se le
llama atmósfera estelar
Cuando la luz de la estrella viaja a través de la atmósfera, los
fotones de ciertas  son absorbidos por la atmósfera y
nunca llegan a nosotros
El espectro de una estrella es uno de absorción
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Espectro estelar
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Los espectros de las estrellas nos dan mucha
información sobre ellas
Podemos identificar qué elementos absorben
estas  y así saber qué elementos abundan en
sus atmósferas.
Además podemos usarlos para medir sus
temperaturas y la fuerza de gravedad en ellas.
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Espectro del Sol
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Espectro del Sol
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Líneas de Fraunhofer
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Espectros estelares
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Espectros de estrellas
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Tipo espectral
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●
●
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Todas las estrellas de una temperatura dada tienen
similares espectros
Annie Jump Cannon clasificó los espectros según su
apariencia
Les puso nombres alfabéticamente, luego eliminó los
innecesarios
Al final quedaron 7 tipos espectrales:
–
●
O, B, A, F, G, K, M
Y ahora los llamamos secuencia espectral
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Annie Jump Cannon (1863-1941)
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Espectros de estrellas
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●
●
●
Las líneas de Helio sólo son visibles en el espectro de
estrellas calientes
Las bandas del Óxido de Titanio sólo son visibles en
estrellas frías
Podemos ser más precisos y dividir cada tipo espectral en
10 subtipos: A0, A1, A2... A8, A9
Al dividir en subtipos tenemos una precisión de 5% en el
estimado de la temperatura
–
Si el Sol es tipo G, tiene T=4,600–5,700°K
–
Si es tipo G2, tiene T=5,800°K
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Espectros de estrellas
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Encontrando elementos
●
●
●
●
Si en la región amarilla del espectro del Sol
vemos una línea de 589 nm y otra de 589.6
nm
El único átomo que puede producir este par
de líneas es el Sodio
Entonces el Sol tiene Sodio
Así se han identificado más de 90 elementos
en el Sol y en otras estrellas
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Eliminando elementos
●
●
●
No se puede asegurar que una estrella no tiene un
elemento si no vemos las líneas que le
corresponden
El elemento puede estar en la estrella, pero si la
estrella es demasiado fría o caliente, no habrá
electrones que quieran absorber o emitir fotones
Ahora sabemos que casi todas las estrellas tienen
92% de Hidrógeno, 7.8% de Helio y sólo un 0.2%
de elementos pesados
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Los espectros dicen mucho
Débil
Media
Fuerte
Media
Débil
Muy débil
Muy débil
Nitrógeno,
Carbono, Helio,
Oxígeno
Helio, Nitrógeno
Hidrógeno
Metales: Hierro,
Titanio, Calcio,
Estroncio,
Magnesio
Calcio, Helio,
Hidrógeno,
Metales
Metales, Óxido
de Titanio
Metales, Óxido
de Titanio
Helio ionizado
Helio neutro
Calcio ionizado
débil
Calcio ionizado
débil
Calcio ionizado
medio
Calcio ionizado
fuerte
Óxido de Titanio
fuerte
O
B
A
F
G
K
M
28,000–50,000
9,600–28,000
7,100–9,600
5,700–7,100
4,600–5,700
3,200–4,600
1,700–3,200
Azul
Blanco/azul
Blanco
Blanco/
amarillo
Amarillo
Amarillo/
naranja
Rojo
MASA (Msol)
60
18
3.1
1.7
1.1
0.8
0.3
RADIO (Rsol)
15
7
2.1
1.3
1.1
0.9
0.4
140,000
20,000
80
6
1.2
0.4
0.04
Naos
Rigel
Sirio A
Polaris A
Sol
Centauri B
Gliese 581
LÍNEAS DE BALMER
LÍNEAS DE
ABSORCIÓN
OTRAS
CARACTERÍSTICAS
CLASE
TEMPERATURA (°K)
COLOR
LUMINOSIDAD (Lsol)
EJEMPLO
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Fin
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Construyendo un espectroscopio
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Lámpara fluorescente
●
Tiene un gas adentro, pero no un cuerpo
negro, por lo tanto, lo que ves es un espectro
de emisión
Gas
caliente
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Prisma
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Líneas emitidas
por el gas
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Lámpara fluorescente
●
●
●
●
Consiste en un tubo de vidrio fino revestido interiormente
con diversas sustancias químicas compuestas llamadas
fósforos (no contienen el elemento químico fósforo)
Esos compuestos químicos emiten luz visible al recibir una
radiación ultravioleta
El tubo contiene además una pequeña cantidad de vapor
de mercurio y un gas inerte, habitualmente argón o neón
En cada extremo del tubo se encuentra un filamento hecho
de tungsteno, que al calentarse al rojo contribuye a la
ionización de los gases
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Lámpara fluorescente
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Lámpara fluorescente
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Espectro de una lámpara
fluorescente
Intensity
(Counts)
5
12
4000
4
3000
2000
2
8
3
7
6
1000
9
10
11
13
1
14
15 16
17
18
19
20
22
21
0
400
500
600
700
800
Wavelength (nanometres)
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Espectro de una lámpara
fluorescente
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