Continuando con este tema que me pareció particularmente interesante, aquí dejo un vínculo en el que se pueden modificar los elementos químicos para conocer sus respectivos espectros :3
jueves, 8 de mayo de 2014
Christian Doppler y Armand Fizeau
Christian Andreas Doppler.
Físico austriaco. Estudió en la Politécnica de Viena, y fue director del Instituto de Física y profesor de física experimental en laUniversidad de Viena. Realizó aportes en el estudio acerca de la coloración de la luz en las estrellas dobles cuyo efecto lleva su nombre, efecto Doppler. Más de Doppler
Armand Hippolyte Louis Fizeau.
El principio Doppler-Fizeau (Christian Andreas Doppler y Armand Hippolyte Louis Fizeau)
En 1842 el físico y profesor de la Universidad de Viena C. Doppler sugirió que la longitud de onda de la luz tenía que variar proporcionalmente a la velocidad de aproximación o alejamiento que la fuente luminosa posee con respecto al observador.
Esta teoría de Doppler se demostró dos años más tarde con respecto a las ondas sonoras y fue A. Fizeau en 1848 quién primero lo aplicó correctamente a las ondas electromagnéticas, de ahí el doble nombre de Doppler-Fizeau dado a este efecto, aunque muchas veces se le conoce simplemente como efecto Doppler.
El principio Doppler-Fizeau afirma: cuando un foco emite energía con una longitud de onda l y existe un desplazamiento relativo con respecto a un observador o receptor, éste recibe la radiación con una longitud de ondal' dada por:
donde c es la velocidad de la luz y v es la componente de la velocidad en la dirección receptor-emisor, o sea, la velocidad radial. Esta se considera por convenio positiva si existe alejamiento y negativa en caso de acercamiento. Así, en el primer caso será l'>l y las rayas espectrales se desplazarán hacia el rojo y en el segundo l' < l siendo el corrimiento de rayas hacia el violeta.
Inversamente, si medimos la diferencia l'-l entre la longitud de onda observada y la longitud de onda standard (medida en el laboratorio), podremos determinar la velocidad radial, pues la velocidad de la luz es conocida.
La aplicación del efecto Doppler-Fizeau es la base para la detección de la naturaleza binaria de muchas estrellas no desdobladas ópticamente. Efectivamente, dado que en una estrella doble las componentes están girando en torno a su centro de masas, resulta que cada estrella se aleja y se acerca periódicamente, y por este motivo, las rayas espectrales se desplazan en el espectro en torno a una posición que corresponde a la de reposo relativo.
Si la diferencia de luminosidad entre las dos estrellas no es demasiado grande, en el espectro aparecen las rayas correspondientes a ambas estrellas, y por tanto cuando las de una componente se desvían hacia el rojo, las de la otra lo harán hacia el violeta.
Así fue como los astrónomos de Harvard A. Cannon y E.C. Pickering, al examinar en 1889 la estrella principal de la doble visual Mizar, observaron que en su espectro había rayas dobles cuya posición variaba en un periodo poco mayor de 20 días: se trataba, pues, de una doble espectroscópica. Es curioso observar que la primera binaria espectroscópica descubierta como tal es la estrella que junto con su compañera Mizar B, forma la más antigua de las dobles visuales conocidas. Fue también este sistema el primero en ser fotografiado, cosa que hizo A. Whipple en 1857.
Recientemente algunas técnicas como la ya comentada interferometría speckle han permitido obtener altísimas resoluciones con las que se pudieron observar como binarias visuales numerosas estrellas que hasta entonces estaban exclusivamente en el dominio de la espectroscópicas.
Concretamente en los últimos años se han conseguido medir separaciones angulares por debajo de la centésima de segundo de arco, con lo que son ya varias las binarias cuyas órbitas han sido calculadas como visuales y espectroscópicas a la vez, con la ventaja que ello supone a la hora de aunar resultados. Así, como habíamos visto anteriormente, de las órbitas de las visuales se deducía la inclinación orbital, con lo que el semieje mayor puede obtenerse en kilómetros, y como de la binaria visual se calculaba también el semieje mayor en segundos de arco, de éste valor y del mismo en kilómetros puede deducirse la paralaje de la estrella, o sea, su distancia a nosotros.
Por lo que a las masas se refiere, de la órbita de la visual y de la paralaje se deducía la suma de ellas, mientras que de la órbita de la espectroscópica (suponiendo los dos espectros visibles) se obtiene el cociente , por lo que, de entre ambas se pueden conocer las masas de cada componente por separado.
Conforme aumente en el futuro la resolución en las observaciones ópticas es de esperar que el número de estos pares interferométrico-espectroscópicos aumente considerablemente con el consiguiente beneficio para el conocimiento estelar.
Binarias eclipsantes
Existe en la constelación de Perseo una estrella que los hebreos llamaban cabeza de Satanás y los árabes Algol (diablo). Posteriormente por tratarse de la segunda estrella más brillante de tal constelación, el astrónomo alemán Bayer la denominó b Persei y como tal aparece en los catálogos.
Pues bien, Algol tiene una característica especial que al parecer nadie había percibido hasta que Geminiano Montarani, profesor de Bolonia, observó en 1688 que su brillo variaba en pocas horas. Resultó ser al igual que la famosa Mira Ceti una estrella cuya magnitud era variable.
En años posteriores se confirmó esta espectacular característica de Algol, sin embargo, nadie daba una respuesta científica a tal hecho, hasta que el joven inglés John Goodricke en 1782 después de estudiar muchas observaciones llegó a la conclusión de que la luz que se recibía de esta estrella variaba con un periodo de 2 días,20 horas y 49 minutos, sugiriendo asimismo que el fenómeno se producía porque otra estrella oscura giraba en torno a Algol y la eclipsaba durante su movimiento orbital.
Esta teoría de Doppler se demostró dos años más tarde con respecto a las ondas sonoras y fue A. Fizeau en 1848 quién primero lo aplicó correctamente a las ondas electromagnéticas, de ahí el doble nombre de Doppler-Fizeau dado a este efecto, aunque muchas veces se le conoce simplemente como efecto Doppler.
El principio Doppler-Fizeau afirma: cuando un foco emite energía con una longitud de onda l y existe un desplazamiento relativo con respecto a un observador o receptor, éste recibe la radiación con una longitud de ondal' dada por:
donde c es la velocidad de la luz y v es la componente de la velocidad en la dirección receptor-emisor, o sea, la velocidad radial. Esta se considera por convenio positiva si existe alejamiento y negativa en caso de acercamiento. Así, en el primer caso será l'>l y las rayas espectrales se desplazarán hacia el rojo y en el segundo l' < l siendo el corrimiento de rayas hacia el violeta.
Inversamente, si medimos la diferencia l'-l entre la longitud de onda observada y la longitud de onda standard (medida en el laboratorio), podremos determinar la velocidad radial, pues la velocidad de la luz es conocida.
La aplicación del efecto Doppler-Fizeau es la base para la detección de la naturaleza binaria de muchas estrellas no desdobladas ópticamente. Efectivamente, dado que en una estrella doble las componentes están girando en torno a su centro de masas, resulta que cada estrella se aleja y se acerca periódicamente, y por este motivo, las rayas espectrales se desplazan en el espectro en torno a una posición que corresponde a la de reposo relativo.
Si la diferencia de luminosidad entre las dos estrellas no es demasiado grande, en el espectro aparecen las rayas correspondientes a ambas estrellas, y por tanto cuando las de una componente se desvían hacia el rojo, las de la otra lo harán hacia el violeta.
Así fue como los astrónomos de Harvard A. Cannon y E.C. Pickering, al examinar en 1889 la estrella principal de la doble visual Mizar, observaron que en su espectro había rayas dobles cuya posición variaba en un periodo poco mayor de 20 días: se trataba, pues, de una doble espectroscópica. Es curioso observar que la primera binaria espectroscópica descubierta como tal es la estrella que junto con su compañera Mizar B, forma la más antigua de las dobles visuales conocidas. Fue también este sistema el primero en ser fotografiado, cosa que hizo A. Whipple en 1857.
Recientemente algunas técnicas como la ya comentada interferometría speckle han permitido obtener altísimas resoluciones con las que se pudieron observar como binarias visuales numerosas estrellas que hasta entonces estaban exclusivamente en el dominio de la espectroscópicas.
Concretamente en los últimos años se han conseguido medir separaciones angulares por debajo de la centésima de segundo de arco, con lo que son ya varias las binarias cuyas órbitas han sido calculadas como visuales y espectroscópicas a la vez, con la ventaja que ello supone a la hora de aunar resultados. Así, como habíamos visto anteriormente, de las órbitas de las visuales se deducía la inclinación orbital, con lo que el semieje mayor puede obtenerse en kilómetros, y como de la binaria visual se calculaba también el semieje mayor en segundos de arco, de éste valor y del mismo en kilómetros puede deducirse la paralaje de la estrella, o sea, su distancia a nosotros.
Por lo que a las masas se refiere, de la órbita de la visual y de la paralaje se deducía la suma de ellas, mientras que de la órbita de la espectroscópica (suponiendo los dos espectros visibles) se obtiene el cociente , por lo que, de entre ambas se pueden conocer las masas de cada componente por separado.
Conforme aumente en el futuro la resolución en las observaciones ópticas es de esperar que el número de estos pares interferométrico-espectroscópicos aumente considerablemente con el consiguiente beneficio para el conocimiento estelar.
Binarias eclipsantes
Existe en la constelación de Perseo una estrella que los hebreos llamaban cabeza de Satanás y los árabes Algol (diablo). Posteriormente por tratarse de la segunda estrella más brillante de tal constelación, el astrónomo alemán Bayer la denominó b Persei y como tal aparece en los catálogos.
Pues bien, Algol tiene una característica especial que al parecer nadie había percibido hasta que Geminiano Montarani, profesor de Bolonia, observó en 1688 que su brillo variaba en pocas horas. Resultó ser al igual que la famosa Mira Ceti una estrella cuya magnitud era variable.
En años posteriores se confirmó esta espectacular característica de Algol, sin embargo, nadie daba una respuesta científica a tal hecho, hasta que el joven inglés John Goodricke en 1782 después de estudiar muchas observaciones llegó a la conclusión de que la luz que se recibía de esta estrella variaba con un periodo de 2 días,20 horas y 49 minutos, sugiriendo asimismo que el fenómeno se producía porque otra estrella oscura giraba en torno a Algol y la eclipsaba durante su movimiento orbital.
¿Qué es el Espectro Electromagnético?
Se denomina espectro electromagnético a la distribución energética del conjunto de las ondas electromagnéticas. Referido a un objeto se denomina espectro electromagnético o simplemente espectro a la radiación electromagnética que emite (espectro de emisión) o absorbe (espectro de absorción) una sustancia. Dicha radiación sirve para identificar la sustancia de manera análoga a una huella dactilar. Los espectros se pueden contemplar mediante espectroscopios que, además de permitir observar el espectro, permiten realizar medidas sobre el mismo, como son la longitud de onda, la frecuencia y la intensidad de la radiación. La longitud de una onda es el período espacial de la misma, es decir, la distancia que hay de pulso a pulso .
Frecuencia es una magnitud que mide el número de repeticiones por unidad de tiempo de cualquier fenómeno o suceso periódico.
El espectro electromagnético se extiende desde la radiación de menor longitud de onda, como los rayos gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. Se cree que el límite para la longitud de onda más pequeña posible es la longitud de Planck mientras que el límite máximo sería el tamaño del Universo aunque formalmente el espectro electromagnético es infinito y continuo.
Para su estudio, el espectro electromagnético se divide en segmentos o bandas, aunque esta división es inexacta.
Se puede obtener mucha información acerca de las propiedades físicas de un objeto a través del estudio de su espectro electromagnético, ya sea por la luz emitida (radiación de cuerpo negro) o absorbida por él. Esto es la espectroscopia y se usa ampliamente en astrofísica y química. Para ello se analizan los espectros de emisión y absorción.
- El espectro de emisión atómica de un elemento es un conjunto de frecuencias de las ondas electromagnéticas emitidas por átomos de ese elemento, en estado gaseoso, cuando se le comunica energía. El espectro de emisión de cada elemento es único y puede ser usado para determinar si ese elemento es parte de un compuesto desconocido.
- El espectro de absorción de un material muestra la fracción de la radiación electromagnética incidente que un material absorbe dentro de un rango de frecuencias. Es, en cierto sentido, el opuesto de un espectro de emisión. Cada elemento químico posee líneas de absorción en algunas longitudes de onda, hecho que está asociado a las diferencias de energía de sus distintos orbitales atómicos. De hecho, se emplea el espectro de absorción para identificar los elementos componentes de algunas muestras, como líquidos y gases; más allá, se puede emplear para determinar la estructura de compuestos orgánicos. Un ejemplo de las implicaciones de un espectro de absorción es que aquel objeto que lo haga con los colores azul, verde y amarillo aparecerá de color rojo cuando incida sobre él luz blanca
martes, 11 de febrero de 2014
lunes, 10 de febrero de 2014
domingo, 9 de febrero de 2014
ESPECTRO DE FRECUENCIA
| El espectro de frecuencia de un fenómeno ondulatorio (sonoro, luminoso o electromagnético), superposición de ondas de varias frecuencias, es una medida de la distribución de amplitudes de cada frecuencia. También se llama espectro de frecuencia al gráfico de intensidad frente a frecuencia de una onda particular. El espectro de frecuencias o descomposición espectral de frecuencias puede aplicarse a cualquier concepto asociado con frecuencia o movimientos ondulatorios, sonoro y electromagnético = Una fuente de luz puede tener muchos colores mezclados en diferentes cantidades (intensidades). Un prisma transparente, deflecta cada fotón según su frecuencia en un ángulo ligeramente diferente. Eso nos permite ver cada componente de la luz inicial por separado. Un gráfico de la intensidad de cada color deflactado por un prisma que muestre la cantidad de cada color es el espectro de frecuencia de la luz o espectro luminoso. Cuando todas las frecuencias visibles están presentes por igual, el efecto es el "color" blanco, y el espectro de frecuencias es uniforme, lo que se representa por una línea plana. De hecho cualquier espectro de frecuencia que consista en una línea plana se llama blanco de ahí que hablemos no solo de "color blanco" sino también de "ruido blanco". El espectro de frecuencias El espectro de frecuencias se divide en dos grandes partes: Ondas materiales Ondas electromagnéticas. ONDAS MATERIALES: Se propagan por vibraciones de la materia (sólida, líquida o gaseosa). Incluyen: Ondas infrasonoras (debajo de los 8Hz) Ondas sonoras (entre 8 y 30,000Hz). Por ejemplo voz humana (hasta 4,000Hz), audio (de 20Hz hasta 20,000Hz). Ondas ultrasonoras (arriba de los 30,000Hz). ONDAS ELECTROMAGNÉTICAS: Son debidas a la vibración de un campo electromagnético, fuera de todo soporte material. Incluyen: Ondas radioeléctricas (o herzianas), que son generadas por una corriente oscilatoria, y que pueden ser miriamétricas o kilométricas (VLF/LF, very low frequency / low frequency, entre 0 y 315KHz), hectométricas (MF, medium frequency, entre 315KHz y 3230KHz), decamétricas (HF, high frequency, entre 3230KHz y 27,500KHz), métricas (VHF, very high frequency, entre 27,500KHz y 322MHz), decimétricas (UHF, ultra high frequency, entre 322MHz y 3300MHz), centimétricas (SHF, entre 3300MHz y 31.8GHz) o milimétricas (WHD, entre 31.8GHz y 400GHz). Ondas luminosas (luz), originadas de un cuerpo luminoso que transmite su luz, y que pueden ser infrarrojo (longitud de onda entre 0.8 y 300 micras), visible (longitud de onda entre 0.4 y 0.8 micras, y que incluye los colores rojo, anaranjado, amarillo, verde, azul, turquesa y violeta), o ultravioleta (longitud de onda entre 0.02 y 0.4 micras). Rayos X (longitud de onda hasta 0.001 micras), generados por cuerpos radioactivos. Rayos gamma (longitud de onda entre 0.005 a 0.25 Angstroms), generados por cuerpos radioactivos. Para efectos de telecomunicaciones son importantes las ondas radioeléctricas (comunicación inalámbrica) y las ondas luminosas (comunicación vía fibras ópticas). |
martes, 4 de febrero de 2014
Museo de la Luz
Este museo, cuyo edificio es parte del mismo Colegio de San Ildefonso, cuenta con una cantidad increíble de aparatos didácticos que tienen como fin explicar fenómenos de la física, obviamente, resaltando el comportamiento de la luz. Ya sea mostrando la gama de colores que se genera a través de los colores primarios, los efectos ópticos que se pueden generar con espejos (como caminos infinitos o proyecciones tridimensionales de pequeños objetos) o como está compuesto el ojo humano y el por qué podemos o no ver ciertas cosas.Por si fuera poco, en el museo también se dan visitas guiadas con explicaciones detalladas de los proyectos que se encuentran exhibidos a demás de una variedad de talleres. En general es un museo muy interactivo en el que se pueden perder fácilmente unas 3 horas jugando con los caleidoscopios, espejos, etc.
Gracias a la deformación por el calor de la bombilla, se puede ver como esta "flor" mueve sus "pétalos"
Camino infinito...
Experimento de difracción de la luz blanca de Newton
Plato de Plasma
Padres de las Comunicaciones
Samuel F. B. Morse
Artista estadounidense que inventó el primer sistema eficaz de telégrafo electromagnético (Charlestown, Massachusetts, 1791 - Nueva York, 1872). Era hijo del clérigo protestante Jedidiah Morse, que fue uno de los geógrafos más importantes de América en los años posteriores a la independencia. Se graduó en la Universidad de Yale en 1810 y se orientó hacia la pintura, estableciendo su estudio en Nueva York; su cuadro más conocido es un retrato de La Fayette que pintó en 1825.
En 1837 consiguió un socio que le aportó ayuda técnica y financiera para desarrollar un sistema de telégrafo con el que transmitir mensajes en un código de puntos y rayas de su invención (el alfabeto Morse). En 1843 consiguió la patente y el Congreso norteamericano aprobó la construcción de una línea experimental entre Washington y Baltimore. Más sobre Morse
Guglielmo Marconi
(Bolonia, 1874 - Roma, 1937) Físico e inventor italiano a quien se atribuye el invento de la radio o telegrafía sin hilos. Hijo de padre italiano y madre irlandesa, cursó estudios en Liorna y más tarde en las Universidades de Bolonia y Florencia, donde se aficionó a los experimentos con las ondas hertzianas. Hacia 1894 comenzó a investigar la transmisión y recepción de ondas electromagnéticas en casa de su padre en Bolonia, incrementando paulatinamente la distancia entre transmisor y receptor desde los 30 cm hasta los centenares de metros.
En 1895 descubrió que, colocando un generador de chispas de Hertz en lo alto de una varilla, el alcance de la recepción se podía aumentar a varios kilómetros. Construyó un pequeño aparato, cuyo alcance era de 2,5 km, que constaba de un emisor, un generador de chispas de Hertz y un receptor basado en el efecto descubierto por el ingeniero francés Édouard Branly en 1890. Más de Marconi
Nikola Tesla
Físico estadounidense de origen serbio. Estudió en las universidades de Graz (Austria) y Praga. Después de haber trabajado en varias industrias eléctricas en París y en Budapest, se trasladó a Estados Unidos (1882), donde trabajó a las órdenes de Thomas A. Edison, entonces partidario de la corriente eléctrica continua.
Las incesantes disputas con Edison forzaron su abandono de la compañía y su asociación con G. Westinghouse, quien compró las patentes de su motor y de un transformador que facilitaba la distribución de este tipo de corriente hacia los usuarios finales. Ambos ganaron la batalla de la distribución de la energía, pues el transporte de corriente alterna es más barato y sencillo que el de continua. En 1893 su sistema fue adoptado por la central hidroeléctrica situada en las cataratas del Niágara.
Tesla fundó en Nueva York un laboratorio de investigaciones electrotécnicas, donde descubrió el principio del campo magnético rotatorio y los sistemas polifásicos de corriente alterna. Creó el primer motor eléctrico de inducción de corriente alterna y otros muchos ingenios eléctricos como el llamado montaje Tesla, un transformador de radiofrecuencia en el que primario y secundario están sintonizados, de utilidad a la hora de preseleccionar la entrada de un receptor radioeléctrico. Predijo la posibilidad de realizar comunicaciones inalámbricas con antelación a los estudios llevados a cabo por Marconi, y en su honor se denomina tesla a la unidad de medida de la intensidad del flujo magnético en el sistema internacional. En serio, debes dar click
lunes, 3 de febrero de 2014
Inducción Magnética (museo del telégrafo)
Museo del Telégrafo
Este Museo narra la historia de la telegrafía en México, obviamente, mostrando sus orígenes y su evolución desde su invención por Samuel Finley Morse hasta el desarrollo de la telegrafía sin hilos por Guillermo Marconi. En el museo se presentan múltiples documentos relacionados con la introducción de las lineas de telégrafo en el país, así como muchos aparatos relacionados con el mismo, como aquellos que transformaban letras o números a señales telegráficas o aquellos que transmitían mensajes impresos en cinta de papel.
También se encuentra información y aparatos que narran la introducción del teléfono y el radio al país, así como un par de "juguetitos" que muestran los descubrimientos de Faraday y Hertz, que impulsaron a Morse a crear este sistema de comunicación.
El museo es pequeño, pero tiene muchos aparatos antiguos e información que puede resultar interesante para aquellos que tienen curiosidad por cómo surgieron las los medios de comunicación y cómo se introdujeron estos en nuestro país.
También se encuentra información y aparatos que narran la introducción del teléfono y el radio al país, así como un par de "juguetitos" que muestran los descubrimientos de Faraday y Hertz, que impulsaron a Morse a crear este sistema de comunicación.
El museo es pequeño, pero tiene muchos aparatos antiguos e información que puede resultar interesante para aquellos que tienen curiosidad por cómo surgieron las los medios de comunicación y cómo se introdujeron estos en nuestro país.
Frecuencias A.M. y F.M.
Todas las frecuencias que conocemos popularmente, están confinadas a transmitir en un rango o banda de frecuencias determinado, ya que hay otras frecuencias se usan para otros propósitos. Algunos de estas frecuencias son estándar, como por ejemplo el rango FM, que va entre 88 MHz a 108 MHz, AM (535 KHz a 1,7 MHz), VHF (30 MHz a 300 MHz), VHF internacional (156 MHz y 162 MHz), etc. Lo que es curioso de esto es que la tecnología wireless tiene su propia pequeña banda de frecuencias, y hay cientos de estas bandas. Las podemos encontrar en los garajes de las puertas, en las avionetas teledirigidas, los coches de juguetes teledirigidos, la estación espacial MIR,teléfonos móviles, control aéreo, GPS y muchos más. Con tantas frecuencias, puede preguntarte porque hay diferencias entre las de radio, como por ejemplo FM y AM. Lo cierto es que es algo arbitrario y tiene que ver mucho la historia...Click para seguir leyendo
Resonancia Mecánica de los Materiales
En estas circunstancias el cuerpo vibra, aumentando de forma progresiva la amplitud del movimiento tras cada una de las actuaciones sucesivas de la fuerza.
Este efecto puede ser destructivo en algunos materiales rígidos como el vaso que se rompe cuando un tenor canta. Por la misma razón, no se permite el paso por puentes de tropas marcando el paso, ya que pueden entrar en resonancia y derrumbarse. Así, en Noviembre de 1940, una suave brisa hizo entrar en resonancia al puente colgante de Tacoma Narrows (Estados Unidos). La frecuencia del viento era similar a la frecuencia natural del puente, con lo cual la energía transferida al sistema es la máxima; las ondas estacionarias producidas en el puente empezaron a balancearlo y acabaron colapsándolo.
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