1. Espectros de las estrellas

2. Robert BUNSEN Gustav KIRCHOFF LEYES DE LA RADIACION de BUNSEN y KIRCHOFF

3. Leyes de la Radiación de KIRCHOFF (1) 1.Un sólido, líquido, o gas denso excitado para emitir luz, radiará en todas las longitudes de onda y así produce un espectro continuo.

4. ESPECTRO CONTINUO Se puede producir un Espectro Continuo de luz visible usando cualquier objeto que se comporte como un cuerpo negro (cuerpo incandescente en estado sólido, líquido o gaseoso denso).

5. longitud de onda ( ) : [nm] Intensidad 350 400 450 500 550 650 700 750 800 1.0 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 Un gráfico de la intensidad de la luz para varias longitudes de onda visuales.

6. Leyes de la Radiación de KIRCHOFF (2) 2. Un gas con baja densidad excitado para emitir luz, lo hará en longitudes de onda específicas y así produce un espectro de emisión. La luz excita electrones en los átomos a estados de energía superiores La transición vuelve a estado inferiores emite luz en frecuencias específicas.

7. ESPECTRO DE EMISIÓN Un gas caliente y transparente produce un Espectro de líneas de emisión (una serie de brillantes líneas espectrales sobre un oscuro fondo).

8. 350 400 450 500 550 650 700 750 800 1.0 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 Si se observa precisamente la luz producida por un gas caliente de baja densidad se ve un espectro que consiste de una serie de líneas brillantes de emisión sobre un oscuro fondo. Estas líneas son características de la discreta composición química del gas. longitud de onda ( ) : [nm] Intensidad

9. Leyes de la Radiación de KIRCHOFF (3) 3.Si la luz correspondiente a un espectro continuo pasa a través de un gas de baja densidad y frío, el resultado será un espectro de absorción. La luz excita electrones en los átomos a estados de energía superiores Las frecuencias correspondientes a las energías de transición son absorbidas del espectro continuo.

10. ESPECTRO DE ABSORCIÓN Un gas más frío, transparente (poco denso) enfrente de una fuente que produce mayormente un Espectro Continuo produce un Espectro de absorción (una series de líneas espectrales oscuras en medio de los colores brillantes del Espectro Continuo).

11. 350 400 450 500 550 650 700 750 800 1.0 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 Si la Luz pasa a través de una nube de gas más frío, la nube selectivamente absorbe luz de ciertas longitudes de onda dependiendo de su composición química. longitud de onda ( ) : [nm] Intensidad

12. El Espectro de las Estrellas Las capas densas interiores de una estrella producen una espectro (cuerpo negro) continuo. Las capas superficiales más frías absorben luz en frecuencias específicas. => Los Espectros de las estrellas son espectros de absorción.

13. RESUMEN DE LAS LEYES DE BUNSEN Y KIRCHOFF

14. La Interacción de la Luz y Materia: Al comienzo del siglo XX, los científicos estaban perplejos por la falla de la Física Clásica para explicar las características del espectro atómico. ¿Por qué los átomos de un elemento dado sólo emiten ciertas líneas? ¿Por qué esto mismos átomos absorben únicamente aquellas longitudes de onda que ellos emiten?

15. Protón Electrón Neutrón

16. HidrógenoHelio

17. ¿QUÉ OCURRE PARA PRODUCIR ESTOS ESPECTROS? Se tiene una idea de la estructura de los átomos y los niveles de energía, así como los distintos tipos de espectros, y se puede discutir cómo los átomos producen estas muestras o “Huellas dactilares de la Luz”.

18. Creación del Espectro de Emisión El electrón en un estado de energía elevada se mueve hacia el interior a un estado de energía más baja y produce luz con la energía que corresponde exactamente a la diferencia de la energía específica entre los dos niveles. El espectro de este átomo antes y después del nivel de transición de energía. Se aprecia que el color corresponde a una única transición específica dentro del átomo.

19. Hidrógeno

20. Creación del espectro de absorción El electrón en la perifería en un estado de energía bajo se mueve hacia fuera a un estado de energía superior y absorbe luz con la energía que corresponde exactamente a la diferencia de energía específica entre los dos niveles.

21. ESPECTRO ESTELAR ¡Se produce la luz! y se produce una “Huella dactilar de la Luz”. La Ciencia ha descodificado los espectros estelares. El espectro de una estrella nos da una gran cantidad de información acerca de tales cosas como la temperatura, movimiento, composición y mucho más. Un espectro estelar es como una “huella dactilar y una prueba de ADN" acumulada en la ciencia.

22. Espectro Solar Imágenes del espectro solar de acuerdo a los estudios de Joseph FRAUNHOFER en 1814

23. Analizando los Espectros de Absorción Cada elemento produce un conjunto específico de líneas de absorción (y emisión). Por lejos los dos elementos más abundantes en el Universo Comparando las intensidades relativas de estos conjuntos de líneas, se puede estudiar la composición de los gases.

24. Líneas de Hidrógeno Las líneas más destacadas en muchos objetos astronómicos: las líneas de Balmer de hidrógeno.

25. Espectro de Absorción dominado por Líneas de BALMER Los espectros modernos son usualmente registrados digitalmente y representados como gráficos de intensidad contra longitud de onda

26. El Termómetro BALMER La intensidad de la línea BALMER depende de la temperatura: La mayoría de los átomos de hidrógeno están en estado base (electrones en el nivel n = orbital 1) => hay pocas transiciones del nivel n = 2 => hay líneas BALMER débiles La mayoría de los átomos de hidrogeno están ionizados => hay líneas de BALMER débiles Las líneas de hidrógeno de BALMER son más fuertes para las estrellas de temperatura media

27. Midiendo las Temperaturas de Estrellas ¡Comparando las intensidades de la línea, se puede medir la temperatura superficial de una estrella! Las líneas de cada átomo o molécula son más fuertes a una temperatura particular

28. Clasificación Espectral de HARVARD (1) Temperatura Diferentes tipos de estrellas muestran conjuntos de características diferentes de líneas de absorción.

29. DISTINTOS TIPOS DE ESPECTROS DE ESTRELLAS

30. Clasificación Espectral de Estrellas (2) Reglas Mnemotécnicas en inglés para recordar la Secuencia Espectral: OhOhOhOh OhOhOhOh Only BeBeBeBe Boy, Bad A AnAnAnAn Astronomers Fine F Forget Girl/Guy Grade Generally Kiss Kills Known MeMeMeMe MeMeMeMe Mnemonics

31. DISTINTOS TIPOS DE ESPECTROS DE ESTRELLAS

32. La Composición de Estrellas De la fuerza relativa de las líneas de absorción (dependiendo estrechamente de su dependencia de la temperatura), uno puede inferir la composición de la estrellas.