Espectro Continuo 5rf69

Espectro Continuo El espectro continuo, también llamado térmico o de cuerpo negro, es emitido por cualquier objeto que irradie calor (es decir, que tenga una temperatura distinta de cero absoluto = -273 grados Celsius). Cuando su luz es dispersada aparece una banda continua con algo de radiación a todas las longitudes de onda. Por ejemplo, cuando la luz del sol pasa através de un prisma, su luz se dispersa en los siete colores del arcoiris (donde cada color es una longitud de onda diferente).

Un espectro continuo en luz visible

Espectro de Absorción Si mira con cuidado el espectro del Sol (nunca mire al Sol directamente!), podrá ver unas lineas oscuras. Estas lineas están producidas porque la atmósfera solar absorbe luz a ciertas longitudes de onda, lo que hace que su intensidad disminuya con respecto al resto de las longitudes de onda y por éso las lineas aparecen oscuras. Como la distribución de las lineas espectrales es características de cada átomo o molécula, el estudio del espectro de absorción nos puede indicar de qué elementos está compuesta la atmósfera del Sol. Normalmente las lineas de absorción tienen lugar cuando la luz de un objeto caliente atraviesa una región más fría. Espectros de absorción se ven en estrellas, planetas con atmósferas y galaxias.

Imagen detallada del espectro visible del Sol

El espectro de absorción del hidrógeno - puede ver estas lineas en el espectro solar de arriba? Pista: el hidrógeno es el elemento más abundante en el Sol - mire las lineas más oscuras.

Espectro de Emisión

El espectro de emisión tiene lugar cuando los átomos y las moléculas en un gas caliente emiten luz a determinadas longitudes de onda, produciendo por lo tanto lineas brillantes. Al igual que el caso del espectro de absorción, la distribución de estas lineas es única para cada elemento. Espectros de emisión pueden verse en cometas, nebulosas y ciertos tipos de estrellas.

El espectro de emisión del hidrógeno

Para aprender más sobre espectroscopía, espectros de emisión, de absorción y continuo, y sobre cómo los átomos y las moléculas producen lineas espectrales, visite las siguientes páginas en Inglés.  Espectroscopía - Campamento de Astronomía [Inglés]  University of Tennessee - Astro 162 [Inglés]  Cornell University - Astro 101/103 [Inglés] En la práctica los astrónomos nunca estudian los espectros de la manera en que se presentan en las imágenes de arriba. Lo que estudian son gráficas en que se representan la intensidad, la señal o el flujo frente a la longitud de onda. Estas gráficas muestran cuánta luz está presente o ausente en cada longitud de onda. Un pico en la gráfica indica la posición de una linea de emisión y un valle indica la posición de una linea de absorción. Y como hemos indicado arriba, la localización y la distribución de estas lineas es única para cada elemento. La forma del espectro continuo (comumnmente conocido como "el

continuo") depende de la temperatura y del movimiento del gas. En esta gráfica el continuo es una linea recta - pero en general es una linea curva. En muchas ocasiones, las gráficas tendrán la longitud de onda o la frecuencia representada en escala logarítmica.

Que es un espectro continuo, uno de andas y uno de lineas? Respuesta

Mejor respuestaElección de la persona que preguntó 

luliilú respondida hace 8 años

La diferencia que existe entre un espectro de continuo, un espectro de líneas y un espectro de bandas, es que en el primero se calienta un sólido hasta la incandescencia, por ejemplo: el filamento de una lampara eléctrica; si se excita un vapor de gas monoatómico, ya sea por acción térmica (combustión) o eléctrica (chispa o arco), se obtiene un espectro de líneas formado por un conjunto de rayas luminosas separadas entre si; el espectro de bandas se obtiene cuando se excita un vapor o un gas formado por moléculas poliatomicas, en el cual en los espectrógrafos de poca dispersión parece formado por trozos de espectros continuo, aunque con los espectrógrafos que se utilizan actualmente se alcanza a distinguir que cada banda es una agrupación de líneas muy próximas. El espectro continuo se atribuye a la agitación térmica de los átomos, que en el cuerpo sólido ocupan posiciones bien determinadas de equilibrio, alrededor de las cuales vibran con mayor energía cuanto mayor es la temperatura del cuerpo. En estos espectros no se observan rayas o zonas oscuras o negras. Se producen cuando la fuente luminosa es un sólido o liquido incandescente. El espectro de líneas se explica por las modificaciones que se producen en el equilibrio de los electrones que rodean al núcleo del átomo, por eso se dice que es de origen atómico. Los espectros de líneas se caracterizan por tener líneas brillantes, muy finas, separadas por intervalos relativamente grandes. El espectro de bandas se origina por las modificaciones de la energía, en

las moléculas formadas por mas de un átomo. Estos espectros se caracterizan por tener rayas mas anchas y esfumadas.

Calificación y comentario de la persona que preguntó

muchisimas gracias me lo resumiste muy bien y lo pude entender..gracias!   

1 Comentario

Otras respuestas (1)

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Alegría respondida hace 8 años A) El Espectro Continuo, también llamado Térmico o de Cuerpo Negro, es emitido por cualquier objeto que irradie calor (es decir, que tenga una temperatura distinta de cero absoluto = -273 grados Celsius). Cuando su luz es dispersada aparece una banda continua con algo de radiación a todas las longitudes de onda. Por ejemplo, cuando la luz del sol pasa através de un prisma, su luz se dispersa en los siete colores del arcoiris (donde cada color es una longitud de onda diferente). B) Se denomina Espectro de Ondas o Electromagnético al conjunto de ondas electromagnéticas, o más concretamente, a la radiación electromagnética que emite (espectro de emisión), o absorbe (espectro de absorción) una sustancia. Dicha radiación sirve para identificar la sustancia, es como una huella dactilar. Los espectros se pueden observar mediante espectroscopios que, además de permitirnos observar el espectro, permite realizar medidas sobre éste, como la longitud de onda o la frecuencia de la radiación. Van desde las de menor longitud de onda, como son los rayos cósmicos, 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. En cualquier caso, cada una de las categorías son de ondas de variación de campo electromagnético.

C) La radiación de un gas y la de los átomos individuales posee un espectro con líneas

brillantes en un fondo oscuro, y el número y posición de estas líneas son características del cuerpo que emite la luz. Los espectros atómicos son la "huella dactilar" del elemento, de tal forma que puede utilizarse para identificarlo. Si un rayo de esta luz se hace pasar por un prisma, se produce un Espectro de Líneas (o Discontinuo). El Espectro de Líneas de cada Elemento es Único.

ESPECTRO CONTINUO,DESCONTINUO, DE ABSORCION Y DE EMISION Espectro Continuo El espectro continuo, también llamado térmico o de cuerpo negro, es emitido por cualquier objeto que irradie calor (es decir, que tenga una temperatura distinta de cero absoluto = -273 grados Celsius). Cuando su luz es dispersada aparece una banda continua con algo de radiación a todas las longitudes de onda. Por ejemplo, cuando la luz del sol pasa a través de un prisma, su luz se dispersa en los siete colores del arcoíris (donde cada color es una longitud de onda diferente).

Espectro discontinuo se conoce con el nombre de ESPECTRO DISCONTINUO O DE RAYAS a la luz que se obtiene al poner incandescente una muestra de un elemento químico en estado gaseoso (muy pocos átomos). Para cada elemento, su espectro discontinuo es diferente y característico. A partir de este momento, se le da el nombre de ESPECTRO ATÓMICO. Es característico de cada elemento. Tienen una relación con el núcleo o con la corteza del átomo. Como la energía de los rayos luminosos es muy inferior a la de los rayos ?, se establece que los espectros tienen que ver con transformaciones en la corteza electrónica de los átomos

Espectro de Absorción Si mira con cuidado el espectro del Sol (nunca mire al Sol directamente!), podrá ver unas lineas oscuras. Estas lineas están producidas porque la atmósfera solar absorbe luz a ciertas longitudes de onda, lo que hace que su intensidad disminuya con respecto al resto de las longitudes de onda y por éso las lineas aparecen oscuras. Como la distribución de las lineas espectrales es características de cada átomo o molécula, el estudio del espectro de absorción nos puede indicar de qué elementos está compuesta la atmósfera del Sol. Normalmente las lineas de absorción tienen lugar cuando la luz de un objeto caliente atraviesa una región más fría. Espectros de absorción se ven en estrellas, planetas con atmósferas y galaxias.

Espectro de Emisión

El espectro de emisión tiene lugar cuando los átomos y las moléculas en un gas caliente emiten luz a determinadas longitudes de onda, produciendo por lo tanto lineas brillantes. Al igual que el caso del espectro de absorción, la distribución de estas lineas es única para cada elemento. Espectros de emisión pueden verse en cometas, nebulosas y ciertos tipos de estrellas.

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 observar mediante espectroscopios que, además de permitir ver el espectro, permiten realizar medidas sobre el mismo, como son la longitud de onda, la frecuencia y la intensidad de la radiación.

Diagrama del espectro electromagnético, mostrando el tipo, longitud de onda con ejemplos, frecuencia y temperatura de emisión de cuerpo negro.

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 (véase Cosmología física) aunque formalmente el espectro electromagnético es infinito y continuo.

Índice Rango energético del espectro El espectro electromagnético cubre longitudes de onda muy variadas. Existen frecuencias de 30 Hz y menores que son relevantes en el estudio de ciertas nebulosas.1 Por otro lado se conocen frecuencias cercanas a 2,9×1027 Hz, que han sido detectadas provenientes de fuentes astrofísicas.2 La energía electromagnética en una particular longitud de onda λ (en el vacío) tiene una frecuencia f asociada y una energía de fotón E. Por tanto, el espectro electromagnético puede ser expresado igualmente en cualquiera de esos términos. Se relacionan en las siguientes ecuaciones:

, o lo que es lo mismo

, o lo que es lo mismo Donde

(velocidad de la luz) y es la constante de Planck, .

Por lo tanto, las ondas electromagnéticas de alta frecuencia tienen una longitud de onda corta y mucha energía mientras que las ondas de baja frecuencia tienen grandes longitudes de onda y poca energía. Por lo general, las radiaciones electromagnéticas se clasifican basándose en su longitud de la onda en ondas de radio, microondas, infrarrojos, visible –que percibimos como luz visible– ultravioleta, rayos X y rayos gamma. El comportamiento de las radiaciones electromagnéticas depende de su longitud de onda. Cuando la radiación electromagnética interactúa con átomos y moléculas puntuales, su comportamiento también depende de la cantidad de energía por quantum que lleve. Al igual que las ondas de sonido, la radiación electromagnética puede dividirse en octavas.3 La espectroscopia puede detectar una región mucho más amplia del espectro electromagnético que el rango visible de 400 a 700 nm. Un espectrómetro de laboratorio común y corriente detecta longitudes de onda de 2 a 2500 nm.

Bandas del espectro electromagnético Para su estudio, el espectro electromagnético se divide en segmentos o bandas, aunque esta división es inexacta. Existen ondas que tienen una frecuencia, pero varios usos, por lo que algunas frecuencias pueden quedar en ocasiones incluidas en dos rangos. Banda

Longitud de onda (m) Frecuencia (Hz)

Energía (J)

Rayos gamma

< 10x10−12m

> 30,0x1018Hz

> 20·10−15 J

Rayos X

< 10x10−9m

> 30,0x1015Hz

> 20·10−18 J

Ultravioleta extremo

< 200x10−9m

> 1,5x1015Hz

> 993·10−21 J

Ultravioleta cercano

< 380x10−9m

> 7,89x1014Hz

> 523·10−21 J

Luz Visible

< 780x10−9m

> 384x1012Hz

> 255·10−21 J

Infrarrojo cercano

< 2,5x10−6m

> 120x1012Hz

> 79·10−21 J

Infrarrojo medio

< 50x10−6m

> 6,00x1012Hz

> 4·10−21 J

> 300x109Hz

> 200·10−24 J

Infrarrojo lejano/submilimétrico < 1x10−3m Microondas

< 10−2m

> 3x108Hzn. 1

> 2·10−24 J

Ultra Alta Frecuencia - Radio

<1m

> 300x106Hz

> 19.8·10−26 J

Muy Alta Frecuencia - Radio

< 10 m

> 30x106Hz

> 19.8·10−28 J

Onda Corta - Radio

< 180 m

> 1,7x106Hz

> 11.22·10−28 J

Onda Media - Radio

< 650 m

> 650x103Hz

> 42.9·10−29 J

Onda Larga - Radio

< 10x103m

> 30x103Hz

> 19.8·10−30 J

Muy Baja Frecuencia - Radio

> 10x103m

< 30x103Hz

< 19.8·10−30 J

Radiofrecuencia Artículo principal: Radiofrecuencia

En radiocomunicaciones, los rangos se abrevian con sus siglas en inglés. Los rangos son: Nombre

Abreviatura inglesa

Banda ITU

Frecuencias

Longitud de onda

Inferior a 3 Hz

> 100.000 km

Extra baja frecuencia

ELF

1

3-30 Hz

100.000–10.000 km

Super baja frecuencia

SLF

2

30-300 Hz

10.000–1000 km

Ultra baja frecuencia

ULF

3

300–3000 Hz

1000–100 km

Muy baja frecuencia

VLF

4

3–30 kHz

100–10 km

Baja frecuencia

LF

5

30–300 kHz

10–1 km

Media frecuencia

MF

6

300–3000 kHz

1 km – 100 m

Alta frecuencia

HF

7

3–30 MHz

100–10 m

Muy alta frecuencia

VHF

8

30–300 MHz

10–1 m

Ultra alta frecuencia

UHF

9

300–3000 MHz

1 m – 100 mm

Super alta frecuencia

SHF

10

3-30 GHz

100-10 mm

Extra alta frecuencia

EHF

11

30-300 GHz

10–1 mm

Por encima de los 300 GHz

< 1 mm



Frecuencias extremadamente bajas: Llamadas ELF (Extremely Low Frequencies), son aquellas que se encuentran en el intervalo de 3 a 30 Hz. Este rango es equivalente a aquellas frecuencias del sonido en la parte más baja (grave) del intervalo de percepción del oído humano. Cabe destacar aquí que el oído humano percibe ondas sonoras, no electromagnéticas, sin embargo se establece la analogía para poder hacer una mejor comparación.



Frecuencias super bajas: SLF (Super Low Frequencies), son aquellas que se encuentran en el intervalo de 30 a 300 Hz. En este rango se incluyen las ondas electromagnéticas de frecuencia equivalente a los sonidos graves que percibe el oído humano típico.



Frecuencias ultra bajas: ULF (Ultra Low Frequencies), son aquellas en el intervalo de 300 a 3000 Hz. Este es el intervalo equivalente a la frecuencia sonora normal para la mayor parte de la voz humana.



Frecuencias muy bajas: VLF, Very Low Frequencies. Se pueden incluir aquí las frecuencias de 3 a 30 kHz. El intervalo de VLF es usado típicamente en comunicaciones gubernamentales y militares.



Frecuencias bajas: LF, (Low Frequencies), son aquellas en el intervalo de 30 a 300 kHz. Los principales servicios de comunicaciones que trabajan en este rango están la navegación aeronáutica y marina.



Frecuencias medias: MF, Medium Frequencies, están en el intervalo de 300 a 3000 kHz. Las ondas más importantes en este rango son las de radiodifusión de AM (530 a 1605 kHz).



Frecuencias altas: HF, High Frequencies, son aquellas contenidas en el rango de 3 a 30 MHz. A estas se les conoce también como "onda corta". Es en este intervalo que se tiene una amplia gama de tipos de radiocomunicaciones como radiodifusión, comunicaciones gubernamentales y militares. Las comunicaciones en banda de radioaficionados y banda civil también ocurren en esta parte del espectro.



Frecuencias muy altas: VHF, Very High Frequencies, van de 30 a 300 MHz. Es un rango popular usado para muchos servicios, como la radio móvil, comunicaciones marinas y aeronáuticas, transmisión de radio en FM (88 a 108 MHz) y los canales de televisión del 2 al 12 [según norma CCIR (Estándar B+G Europa)]. También hay varias bandas de radioaficionados en este rango.



Frecuencias ultra altas: UHF, Ultra High Frequencies, abarcan de 300 a 3000 MHz, incluye los canales de televisión de UHF, es decir, del 21 al 69 [según norma CCIR (Estándar B+G Europa)] y se usan también en servicios móviles de comunicación en tierra, en servicios de telefonía celular y en comunicaciones militares.



Frecuencias super altas: SHF, Super High Frequencies, son aquellas entre 3 y 30 GHz y son ampliamente utilizadas para comunicaciones vía satélite y radioenlaces terrestres. Además, pretenden utilizarse en comunicaciones de alta tasa de transmisión de datos a muy corto alcance mediante UWB. También son utilizadas con fines militares, por ejemplo en radares basados en UWB.



Frecuencias extremadamente altas: EHF, Extrematedly High Frequencies, se extienden de 30 a 300 GHz. Los equipos usados para transmitir y recibir estas señales son más complejos y costosos, por lo que no están muy difundidos aún.

Existen otras formas de clasificar las ondas de radiofrecuencia.

Microondas Artículo principal: Microondas

Cabe destacar que las frecuencias entre 1 GHz y 300 GHz, son llamadas microondas. Estas frecuencias abarcan parte del rango de UHF y todo el rango de SHF y EHF. Estas ondas se utilizan en numerosos sistemas, como múltiples dispositivos de transmisión de datos, radares y hornos microondas. Bandas de frecuencia de microondas Banda

P

L S C X

Inicio (GHZ) 0,2 1 2 4 8 Final (GHZ) 1

Ku K

Ka

12 18

26,5 30 40 50 60 75

2 4 8 12 18 26,5 40

Q

U

V

E

W

F

D

90

110

50 60 75 90 110 140 170

Infrarrojo Artículo principal: Radiación infrarroja

Las ondas infrarrojas están en el rango de 0,7 a 100 micrómetros. La radiación infrarroja se asocia generalmente con el calor. Ellas son producidas por cuerpos que generan calor, aunque a veces pueden ser generadas por algunos diodos emisores de luz y algunos láseres. Las señales son usadas para algunos sistemas especiales de comunicaciones, como en astronomía para detectar estrellas y otros cuerpos en los que se usan detectores de calor para descubrir cuerpos móviles en la oscuridad. También se usan en los mandos a distancia de los televisores y otros aparatos, en los que un transmisor de estas ondas envía una señal codificada al receptor del televisor. En últimas fechas se ha estado implementando conexiones de área local LAN por medio de dispositivos que trabajan con infrarrojos, pero debido a los nuevos estándares de comunicación estas conexiones han perdido su versatilidad.

Espectro visible Artículo principal: Espectro visible

Espectro electromagnético.

Por encima de la frecuencia de las radiaciones infrarrojas se encuentra lo que comúnmente es llamado luz, un tipo especial de radiación electromagnética que tiene una longitud de onda en el intervalo de 0,4 a 0,8 Color Longitud de onda micrómetros. Este es el rango en el que el sol y las estrellas similares emiten la mayor parte de su radiación. violeta 380–450 nm Probablemente, no es una coincidencia que el ojo humano sea sensible a las longitudes de onda que emite azul 450–495 nm el sol con más fuerza. Las unidades usuales para expresar las longitudes de onda son el Angstrom y el verde 495–570 nm nanómetro. La luz que vemos con nuestros ojos es realmente una parte muy pequeña del espectro amarillo 570–590 nm electromagnético. La radiación electromagnética con una longitud de onda entre 380 nm y 760 nm (790-400 naranja 590–620 nm terahercios) es detectada por el ojo humano y se percibe como luz visible. Otras longitudes de onda, rojo 620–750 nm especialmente en el infrarrojo cercano (más de 760 nm) y ultravioleta (menor de 380 nm) también se refiere a veces como la luz, aún cuando la visibilidad a los seres humanos no es relevante. Si la radiación tiene una frecuencia en la región visible del espectro electromagnético se refleja en un objeto, por ejemplo, un tazón de fruta, y luego golpea los ojos, esto da lugar a la percepción visual de la escena. Nuestro sistema visual del cerebro procesa la multitud de frecuencias que se reflejan en diferentes tonos y matices, y a través de este, no del todo entendido fenómeno psico-físico, la mayoría de la gente percibe un tazón de fruta; Un arco iris muestra la óptica (visible) del espectro electromagnético. En la mayoría de las longitudes de onda, sin embargo, la radiación electromagnética no es visible directamente, aunque existe tecnología capaz de manipular y visualizar una amplia gama de longitudes de onda.

La luz puede usarse para diferentes tipos de comunicaciones. Las ondas electromagnéticas pueden modularse y transmitirse a través de fibras ópticas, lo cual resulta en una menor atenuación de la señal con respecto a la transmisión por el espacio libre.

Ultravioleta Artículo principal: Radiación ultravioleta

La luz ultravioleta cubre el intervalo de 4 a 400 nm. El Sol es una importante fuente emisora de rayos en esta frecuencia, los cuales causan cáncer de piel a exposiciones prolongadas. Este tipo de onda no se usa en las telecomunicaciones, sus aplicaciones son principalmente en el campo de la medicina.

Rayos X Artículo principal: Rayos X

La denominación rayos X designa a una radiación electromagnética, invisible, capaz de atravesar cuerpos opacos y de impresionar las películas fotográficas. La longitud de onda está entre 10 a 0,01 nanómetros, correspondiendo a frecuencias en el rango de 30 a 30.000 PHz (de 50 a 5.000 veces la frecuencia de la luz visible).

Rayos gamma Artículo principal: Rayos gamma

La radiación gamma es un tipo de radiación electromagnética producida generalmente por elementos radiactivos o procesos subatómicos como la aniquilación de un par positrónelectrón. Este tipo de radiación de tal magnitud también es producida en fenómenos astrofísicos de gran violencia. Debido a las altas energías que poseen, los rayos gamma constituyen un tipo de radiación ionizante capaz de penetrar en la materia más profundamente que la radiación alfa o beta. Dada su alta energía pueden causar grave daño al núcleo de las células, por lo que son usados para esterilizar equipos médicos y alimentos.

Véase también

Las diferentes clases de espectros Observar Aprender Practicar Evaluarse

Crédito : Observatoire de Paris

Espectro continuo Cuando se descompone la luz blanca del sol con la ayuda de un prisma, se observa un abanico de colores. Se dice que la luz blanca posee un espectro continuo porque se pasa de un color al otro sin interrupción en la sucesión de colores. Experimentalmente, se constata que todo cuerpo (gaseoso o sólido) sometido a altas presiones y altas temperaturas, emite un espectro continuo de luz.

Espectros con l\'ineas de emisión Si se analiza con un prisma la luz emitida por una lámpara de vapor de Sodio (un gas poco denso y caliente), se constatará que el espectro de la luz emitida está constituida por dos finas líneas poco intensas, en la parte amarilla del espectro, que destacan frente al negro de fondo. El espectro obtenido está constituido por un número limitado de radiaciones. Un gas, a baja presión y alta temperatura, emite una luz constituida por un número limitado de radiaciones : Se obtiene un espectro de líneas de emisión. Los colores y posiciones de las líneas en el espectro son características de los átomos del gas que emiten esa radiación. O sea, cada elemento químico en el estado gaseoso posee su proprio espectro de líneas.

Espectro en absorción Los átomos pueden no sólo emitir luz sino que también pueden absorberla. Se puede constatar este fenómeno haciendo pasar una luz blanca a través un gas frío antes de dispersarla por un prisma. Cuando un gas a baja temperatura y baja presión es atravesado por una luz blanca, el espectro de luz transmitido está constituido por líneas negras sobre el fondo colorido del espectro de la luz blanca : es un espectro de líneas de absorción. La propiedad importante del espectro de líneas de absorción es que sus líneas aparecen en el mismo lugar que las líneas de emisión: el gas absorbe las radiaciones que sería capaz de emitir si fuese caliente.

Línea espectral

Las líneas espectrales se detectan como líneas de absorción (A) o líneas de emisión (B) dependiendo de las posiciones del detector, el gas y la fuente luminosa.

Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión. En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción. El estudio de las líneas espectrales permite realizar un análisis químico de cuerpos lejanos, siendo la espectroscopia uno de los métodos fundamentales usados en la astrofísica, aunque es utilizada también en el estudio de la Tierra.

Tipos de líneas espectrales

Espectro continuo

Líneas de emisión

Líneas de absorción

Las líneas espectrales son el resultado de la interacción entre un sistema cuántico —por lo general, átomos, pero algunas veces moléculas o núcleos atómicos— y fotones. Cuando un fotón tiene una energía muy cercana a la necesaria para cambiar el estado de energía del sistema (en el caso del átomo el cambio de estado de energía sería un electrón cambiando de orbital), el fotón es absorbido. Tiempo después, será reemitido, ya sea en la misma frecuencia —o longitud de onda—1 que originalmente tenía, o en forma de cascada, es decir, una serie de fotones de diferente frecuencia. La dirección en la que el nuevo fotón será reemitido estará relacionada con la dirección de donde provino el fotón original. Dependiendo del tipo de gas, la fuente luminosa y lo que arribe al detector, se pueden producir dos tipos de líneas: de emisión o de absorción. Si el gas se encuentra entre el detector y la fuente de luz —la cual, por lo general, se tratará de una fuente con espectro continuo—, de tal forma que el detector pueda observar el espectro tanto del gas como de la fuente, se observará una disminución de la intensidad de la luz en la frecuencia del fotón incidente, debido a que la mayor parte de los fotones reemitidos saldrán en direcciones diferentes a las que poseían los fotones originales. En este caso se observará una línea de absorción. Por otro lado, si el detector es capaz de observar el gas, pero no puede ver la fuente de luz, se observarán solamente los fotones reemitidos, resultando en líneas de emisión. La posición de las líneas espectrales depende del átomo o molécula que las produzca. Debido a lo anterior, estas líneas son de gran utilidad para identificar la composición química de cualquier medio que permita pasar la luz a través de él. Varios elementos químicos se han descubierto gracias a la espectroscopia. Entre algunos de éstos están el helio, el talio y el cerio. Las líneas espectrales también dependen de las condiciones físicas del gas. Por esta razón, son comúnmente utilizadas para determinar las características físicas, además de la composición química, de estrellas y otros cuerpos celestes, para los cuales no existe ningún otro método de análisis. Existen otros mecanismos de producción de líneas espectrales, además de las interacciones fotón-átomo. Dependiendo del tipo de interacción física (entre moléculas, átomos, etc.), la frecuencia de los fotones resultantes puede ser muy diversa. Debido a esto, se pueden observar líneas en cualquier región del espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma.

Nomenclatura Muchas líneas espectrales, las llamadas «líneas de Fraunhofer», poseen una nomenclatura especial.2 Por ejemplo la línea producida por el átomo de calcio una vez ionizado, a una longitud de onda de 430,774 nm, se le conoce como la «línea K». Las líneas de átomos que no tienen una designación de Fraunhofer especial se les suele denotar por el símbolo del elemento químico en cuestión, seguido de un número romano. Para átomos neutrales se utiliza el número I. Si el átomo está ionizado una vez, se usa el número II, III para átomos ionizados dos veces y así sucesivamente. En muchos casos, debido a que un mismo átomo produce una serie de líneas, se suele añadir también la longitud de onda, por lo general en angstroms —en el caso del espectro en luz visible— u otras unidades (nanómetros, micras,

etc.). Por ejemplo, para el caso de la línea del estroncio ionizado una vez, a 407,7 nm, se utiliza la nomenclatura «SrII λ4077».3 Existen algunas líneas que solamente se pueden producir en gases cuya densidad es mucho menor a la que se podría tener en condiciones normales en la Tierra. Esta clase de líneas se conocen como líneas prohibidas. Para estas líneas se suele escribir el símbolo químico y el número romano entre corchetes. Por ejemplo, [OIII] λ5007 es la línea prohibida del oxígeno ionizado dos veces, en 5007 Å. Un caso especial son las líneas producidas por el átomo de hidrógeno neutro. En este caso se utilizan letras griegas para designarlas, antecedidas por otros símbolos, dependiendo de nivel energético hacia el cual el electrón desciende. Para cambios hacia primer nivel (serie de Lyman) desde el segundo se utiliza la nomenclatura «Ly α», del nivel 3 al 1 se utiliza la nomenclatura «Ly ß», y así, sucesivamente. Para cambios hacia nivel 2 (serie de Balmer) desde el 3 se utiliza la nomenclatura «Hα»; del 4 al 2, «Hβ»; del 5 al 2, «Hγ»; etc. En el caso de cambios hacia el nivel 3 desde niveles superiores (serie de Paschen) se utilizan «Pa α», «Pa β», «Pa γ», etc. Hacia el nivel 4 desde niveles más altos (serie de Brackett), la designación es «Br α», «Br β», «Br γ», etc. Para transiciones hacia niveles más altos, se utiliza el número del nivel más bajo. Por ejemplo, para un electrón que va del nivel 23 al nivel 22, se utilizaría «22α», del nivel 24 al 22, «22β», etc.

Desplazamiento y ensanchamiento de las líneas espectrales

Desplazamiento Doppler Artículo principal: Efecto Doppler

Ocurre comúnmente que las líneas espectrales de objetos astronómicos se observen en longitudes de onda diferentes a la que teóricamente se producen. Este fenómeno, conocido como efecto Doppler,4 ocurre cuando el objeto se mueve acercándose al observador o alejándose de éste. En el primer caso, la línea se observa en longitudes de onda menores a la téorica –se dice que el espectro se corre hacia el azul—. En el segundo caso, la línea se observa en longitudes de onda mayores a la teórica —es decir, el espectro se corre al rojo— . Este efecto depende de la velocidad que tenga el objeto con respecto al observador. La relación, cuando la velocidad del objeto relativa al observador es mucho menor la velocidad de la luz en el vacío está dada por la ecuación:

En donde es la frecuencia observada, es la velocidad del objeto relativa al observador, es la velocidad de la luz en el vacío y es la frecuencia teórica. Puede verse notarse que si , es decir, si el objeto no se mueve con respecto al observador, la línea se observará en la misma posición que debe tener teóricamente.5

Ensanchamiento de líneas Las líneas espectrales se extienden sobre un rango de frecuencias, en vez de una sola frecuencia (es decir tienen un ancho de línea diferente de cero). Existen varios factores que hacen que la línea se ensanche y cada uno de ellos le dará diferente forma a la misma. Existen básicamente dos tipos de estos factores: los debidos a condiciones locales y los debidos a condiciones externas. Los primeros ocurren dentro del objeto emisor, usualmente dentro de una zona lo suficientemente pequeña como para que se pueda dar un equilibrio termodinámico local. Los segundos se tratan de cambios en la distribución espectral de la radiación al tiempo que ésta atraviesa el medio que se pudiera encontrar entre el observador y el objeto. Puede darse el caso también que las diferentes partes de un mismo objeto emitan radiación de forma diferente entre éstas (por ejemplo, en una galaxia lejana, debido a que está compuesta por estrellas de diferentes clases, además de medio interestelar, su espectro resultaría en una combinación del espectro de todos los objetos que la componen), resultando en una combinación de la radiación observada. Ensanchamiento debido a efectos locales Ensanchamiento natural

El principio de incertidumbre de Heisenberg para la energía y el tiempo establece que si existe una incertidumbre en el tiempo en que permanece un sistema en un estado de energía, entonces el sistema tiene una energía dentro de un rango , en vez de una energía específica,6 lo que se traduce en un rango de frecuencias en los fotones emitidos. Un electrón en un nivel de energía diferente del estado base tiende a permanecer un cierto tiempo en este nivel hasta que finalmente decae hacia un nivel de energía inferior. El tiempo exacto durante el cual permanece en ese estado no es el mismo en cada decaimiento; es aleatorio, por lo que no se puede calcular analíticamente. Sin embargo, por medio de estadística, se puede calcular un tiempo de vida promedio. Si se tiene un conjunto de átomos, cada uno de los cuales tiene un electrón en un mismo estado excitado, después de un tiempo , una fracción de los electrones habrán decaído a un nivel más bajo. Después de otro tiempo , de los electrones que quedaban en estado excitado, una fracción similar decaerá. Es decir, población de electrones en estado excitado disminuirá de forma exponencial. Expresado en forma de ecuación, el número de electrones en el estado excitado a un tiempo será:

Donde es el número de electrones en estado excitado en un tiempo y es el número de electrones en estado excitado que había en un principio. El flujo de radiación emitido por estos electrones también será una función exponencial decreciente:

con una constante que nos indica la tasa de decaimiento del flujo.

Ensanchamiento natural de una línea de emisión. La línea adquiere un perfil lorentziano.

Sabiendo el flujo de radiación en función del tiempo, se puede calcular la intensidad de la radiación en función de su frecuencia a través de una transformada de Fourier, aplicada a la función de flujo. La función resultante es una función de Lorentz:

Donde es la máxima intensidad de radiación que alcanza la línea y central de la línea.7

es la frecuencia

Típicamente, una línea espectral ensanchada de forma natural tiene un ancho a media altura en un rango entre 0,1 a 100 MHz8 o, en términos de longitud de onda, entre y nm. En su forma más sencilla, el ancho a media altura para el ensanchamiento natural se puede calcular a través de la siguiente expresión:

con , la carga del electrón y la permitividad eléctrica del vacío.9 Estos anchos son mucho menores a los que se encuentran normalmente en objetos astronómicos cuyas líneas espectrales has sido ensanchadas por otros factores. Sin embargo, el ensanchamiento natural puede ser importante en algunos casos, como por ejemplo en espectroscopia láser.

Aun cuando otros tipos de ensanchamientos dominen al ensanchamiento natural, las alas de la distribución de Lorentz (es decir los lados que tienden a cero en la función), pueden contribuir a la radiación emitida o absorbida,8 ya que la función de Lorentz cae de una forma más lenta, comparada con otras funciones, por ejemplo, la exponencial. Ensanchamiento Doppler térmico

En la teoría cinética de los gases, la temperatura de un gas es una consecuencia de la energía cinética de las partículas que lo conforman. La velocidad a la que las partículas se mueven depende de la temperatura que dicho gas tenga.10 Sin embargo, las partículas tendrán diferentes velocidades. Cuando el gas se encuentra en equilibrio termodinámico, el número de partículas que poseen una cierta velocidad se puede conocer haciendo uso de la estadística de Maxwell-Boltzmann. A partir de ésta, se puede llegar a la distribución de Maxwell-Boltzmann, que nos relaciona la fracción de átomos con un cierto intervalo infinitesimal de velocidades y la temperatura del gas:

En esta ecuación, es la velocidad de las partículas en la dirección del observador, es la masa de las partículas, es la temperatura del gas y es la constante de Boltzmann.11

Ensanchamiento de una línea de emisión por efecto Doppler. El perfil de la línea es una función de Gauss, la cual decae más rápidamente que una función de Lorentz.

Al igual que en el caso del desplazamiento Doppler, una partícula que se acerca o se aleja del observador emitirá una línea espectral con menor o mayor longitud de onda, respectivamente, a la predicha por la teoría. Debido a que el desplazamiento Doppler depende directamente de la velocidad, las partículas del gas emitirán líneas espectrales siguiendo una distribución de longitudes de onda similar a la distribución de MaxwellBoltzmann. Esta última es una distribución gaussiana. Usando un poco de álgebra, se puede pasar de la fracción de átomos con cierta velocidad a una intensidad de luz y, por medio de la ecuación para el efecto Doppler, el argumento del exponencial se puede escribir en términos de la frecuencia. La forma final de la línea ensanchada por efecto Doppler térmico será:

Donde es la intensidad e este caso es:12

es la intensidad máxima de la línea. El ancho a media altura en

Debido a que los anchos de las líneas dependen directamente de la temperatura del gas que lo produce, éstos pueden tomar un amplio rango de valores. En la mayoría de los casos estos anchos son mucho mayores a los producidos por el ensanchamiento natural. El perfil del ensanchamiento Doppler es mucho más redondeado que el del ensanchamiento natural. Por otro lado, las alas de la función exponencial decaen más rápidamente a cero que la función de Lorentz conforme cada una de éstas se alejan del centro. Esto provoca que, en algunos casos, el ensanchamiento natural tenga, en las zonas alejadas de la frecuencia central, una contribución a la intensidad más importante que el ensanchamiento Doppler.13 Ensanchamiento por presión

En los fluidos, la presión es una consecuencia de las colisiones de las partículas que los conforman.14 Una superficie dentro de un fluido (por ejemplo, la pared del contenedor de un gas) recibe, en promedio, la misma cantidad de colisiones en un mismo período. Esto se traduce en una fuerza constante dentro de esa área, lo que da lugar a la presión.15 Cuanta mayor presión exista en un gas, mayor será el número de colisiones sobre un área determinada. En lo que respecta a una partícula aislada, otras partículas dentro del gas al cual pertenece colisionarán con ella con una frecuencia mayor cuanto mayor sea la presión. Estas colisiones afectarán la forma de la radiación que emita la partícula de formas muy diversas, dependiendo del tipo de interacción que exista entre las partículas al momento del choque. Asimismo, existen muchas clases de interacciones que vuelven este problema muy

complejo de tratar matemáticamente.16 Sin embargo, se pueden mencionar algunos casos sencillos que tienen gran relevancia experimental. 

Ensanchamiento por presión de impacto. Cuando una partícula emisora es impactada por otra, la emisión de luz es interrumpida abruptamente. Las colisiones entre partículas son completamente aleatorias, pero, estadísticamente se espera un tiempo promedio entre colisión y colisión, que se denota por . Usando los mismos argumentos que en el caso del ensanchamiento natural, se puede obtener el número de partículas que no han sufrido una colisión después de un tiempo , a partir de la siguiente fórmula:

Aquí, es el número de partículas sin recibir un impacto al tiempo . La expresión anterior es similar a la expresión obtenida para el ensanchamiento natural, por lo que el perfil de la línea será nuevamente una función de Lorentz. Para este caso, el ancho a media altura será:17

Parámetro de impacto ρ de una partícula P con una velocidad relativa v perturbando a un átomo A.



Aproximación de impacto. En esta aproximación, basada en el punto anterior, se supone una colisión casi instantánea, en la que la duración de ésta es mucho menor al tiempo promedio entre cada choque. La duración de una colisión se puede estimar en términos de una velocidad relativa media, entre las dos partículas y una distancia de máximo acercamiento entre las mismas. Dicha distancia es conocida como parámetro de impacto (véase la figura) y se representa por . El tiempo medio entre colisiones, , se puede estimar por medio de:

Para este caso, podemos usar la ecuación del caso anterior y aplicar los criterios de la aproximación (es decir, desigualdad:18

) y la expresión anterior para obtener la siguiente

Debido a la similitud con las expresiones de casos anteriores, se puede notar que la forma del perfil de la línea será nuevamente lorentziana. Sin embargo, en este caso la existencia de varios posibles parámetros de impacto provoca un desplazamiento de la línea. Para que la línea sea perturbada, el parámetro de impacto debe ser menor a un parámetro de impacto crítico, conocido como radio de Weisskopf. La forma de la línea en este caso será:

En donde y son el ancho a media altura y el desplazamiento en frecuencia, respectivamente.19

Referencias

Notas 1. Ir a ↑ La frecuencia y la longitud de onda de la luz están relacionadas a través de la relación , donde es la velocidad de la luz. Debido a que es una constante, cuando se tratan ondas luminosas muchas veces se habla indiscriminadamente de frecuencia y longitud de onda. 2. Ir a ↑ Kitchin, Christopher R. (1987). Stars, Nebulae, and the Interstellar Medium: Observational Physics and Astrophysics. CRC Press, pp. 124 y 125. ISBN 0-85274-581-8. 3. Ir a ↑ La letra λ se utiliza para denotar la longitud de onda en física 4. Ir a ↑ Propuesto por Christian Doppler en la monografía «Acerca del color de la luz de las estrellas binarias y otros diferentes objetos del cielo» [Doppler, Christian y Studnica, Frantisek Josef. Prag. (1903) «Ueber das farbige licht der doppelsterne und einiger anderer gestirne des himmels». en K. Bohm gesellschaft der wissenschaften]. 5. Ir a ↑ Giancoli, Douglas C.; Campos Olguín, Víctor (2006). Física: Principios con aplicaciones. Ed. Pearson Educación, pp. 338-342. ISBN 970-26-0695-0. 6. Ir a ↑ Greiner, Walter (2000). Quantum Mechanics: An Introduction (4.a edición edición). Berlín: Springer. pp. 84. ISBN 3540580794. 7. Ir a ↑ Thorne (1999); p. 189. 8. ↑ Saltar a: a b Thorne (1999); p. 191.

9. Ir a ↑ Thorne (1999); p. 190. 10. Ir a ↑ Serway, Raymond A.; Faughn, Jerry S. y Moses, Clement J. (2005). Física. Cengage Learning Editores, p. 324. ISBN 978-970-686-377-5 11. Ir a ↑ Landau, L. D. y Lifshitz, E. M.; Faughn (1980). Statistical Physics, Parte 1. Pergamon Press, p. 83. ISBN 0-08-023039-3. 12. Ir a ↑ La distribución gaussiana, en su forma general, está definida como

con

, la posición del centro de la distribución y

, la desviación estándar de la

distribución. El ancho a media altura se encuentra buscando en qué posición la función tiene un valor igual a la mitad de la altura máxima que alcanza la misma. Es decir, se iguala

y se despeja para

. Al hacer esto el ancho resulta

13. Ir a ↑ Thorne (1999); pp. 191-194 14. Ir a ↑ Serway et al. (2005); pp 322 y 323. 15. Ir a ↑ La presión P sobre una superficie inmersa en un fluido está definida como 16. 17. 18. 19.

, con una fuerza sobre la superficie y Ir a ↑ Thorne (1999); p. 194. Ir a ↑ Thorne (1999); p. 194 y 195. Ir a ↑ Thorne (1999); p. 198. Ir a ↑ Thorne (1999); p. 200.

el área de la misma.