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
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