Los átomos y la luz - UDG

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Los átomos y la luzLos átomos y la luzde las estrellasde las estrellas

Dra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha TorresClase Astronomía GeneralClase Astronomía General

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ObjetivoObjetivo● Comprender la estructura del átomo y el papel

que juegan los electrones al interaccionar con la luz

● Entender cómo funciona un espectro estelar y qué es lo que nos dice a cerca de la estrella

Dra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales [email protected] [email protected]

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El SolEl Sol


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El SolEl Sol● La luz del Sol es 10,000 veces más brillante

que la luz de las estrellas● Pero eso se debe a que está más cerca de

nosotros que las otras estrellas● El Sol es una estrella más● Si queremos conocer las estrellas, debemos

empezar por estudiar el Sol


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El SolEl Sol● A pesar de todo el Sol está lejos● Un viaje al Sol tardaría 5 años● No podemos tomar muestras del Sol y hacer

experimentos● Lo único que podemos estudiar del Sol es su

Luz● Si queremos saber algo del Sol o las estrellas,

tenemos que tomar una “muestra de Luz”Dra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales [email protected] [email protected]

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Joseph von FraunhoferJoseph von Fraunhofer● Nació en 1787, 60

años después de la muerte de Newton

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Fraunhofer en 1814Fraunhofer en 1814● Estudió el espectro solar y vio que estaba

cruzado por 600 líneas oscuras ahora llamadas líneas de Fraunhofer

● Entonces se abrió la puerta hacia la comprensión de las estrellas

● Ahora debemos entender cómo la estructura del átomo interacciona con la luz

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ÁtomosÁtomos


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Un modeloUn modelo● Es una representación abstracta, conceptual,

gráfica, física y/o matemática de un fenómeno, sistema y/o proceso para analizarlo, describirlo, explicarlo, simularlo y/o predecirlo

● Modelo de cómo funciona la sociedad● Modelo de la esfera celeste● Modelo del átomo

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Modelo del átomoModelo del átomo● Núcleo central compuesto por protones y neutrones, rodeado

por una nube de electrones girando a su alrededor

● Tamaño núcleo = 10-15 m● Tamaño nube = 10-10 m● Peso núcleo = 10-32 kg

● Si el núcleo midiera 1 cm, la nube de electrones mediría 1,000 m, y el átomo completo pesaría 10-12 gr


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Dra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales [email protected]@gmail.com

1,000 m ó 10canchas de fútbolde 100 m delargo cada una

Un protón deltamaño de 1 cm

El electrónen su órbita

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La masa de los átomosLa masa de los átomos● Son tan pequeñas, que sólo juntando millones de ellos

podemos percibir la materia y formar una estrella● El Sol tiene 1054 átomos● En el núcleo del átomo está casi el total de la masa● Protones y neutrones tienen casi la misma masa● Pero 1 protón tiene 1836 veces más masa que un

electrón● Por eso los electrones nunca representan más del

0.05% de la masa del átomoDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales [email protected] [email protected]

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La carga del átomoLa carga del átomo● Protones tienen carga eléctrica positiva (+)● Neutrones no tienen carga (neutra)● Electrones tienen carga igual pero opuesta a

los protones (–)● Un átomo normal es neutro: tiene igual número

de protones que de electrones– La carga + de protones se compensa con la carga

– de electronesDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales [email protected] [email protected]

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Elementos químicosElementos químicos● Los átomos son los elementos químicos● Se diferencian por el número de protones● Carbono tiene 6 protones y 6 neutrones en el núcleo

– Añadiendo 1 protón producimos Nitrógeno– Quitando 1 protón obtenemos Boro

● Se le puede cambiar un poco el número de neutrones y no se afecta mucho el elemento– Añadiendo 1 neutrón al Carbono producimos Carbono ligeramente más

pesado– Los átomos que tienen mismo número de protones pero diferente

número de neutrones se llaman isótopos


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IsótoposIsótopos● Hidrógeno

● 1p + 0n = 1H● 1p + 1n = 2H o Deuterio● 1p + 2n = 3H o Tritio

● Carbono● 6p + 6n = 12C● 6p + 7n = 13C● 6p + 8n = 14C

● Oxígeno● 8p + 8n = 16O● 8p + 9n = 17O● 8p + 10n = 18O


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IonesIones● Los protones y neutrones están fuertemente ligados al

núcleo● Los electrones están algo sueltos en su nube● Ionización es cuando quitamos algunos electrones al

átomo– Al cepillarnos el cabello robamos electrones

● El átomo que pierde uno o más electrones se llama ion– Átomo que gana un electrón se llama ion negativo– Átomo que pierde un electrón se llama ion positivo


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IonizaciónIonización● Hidrógeno

● 1p + 0n + 1e = H neutro● 1p + 0n + 1e + 1e = ion H –● 1p + 0n + 1e – 1e = ion H +

● Carbono● 6p + 6n + 6e = C neutro● 6p + 6n + 6e + 1e = ion C –● 6p + 6n + 6e – 1e = ion C +

● Oxígeno● 8p + 8n + 8e = O neutro● 8p + 8n + 8e + 1e = ion O –● 8p + 8n + 8e – 1e = ion O +


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MoléculasMoléculas● Los átomos se enlazan unos con otros● Intercambian o comparten electrones● Moléculas son 2 ó más átomos enlazados

dDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales [email protected] [email protected]

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Electrones (eElectrones (e––))● Son atraídos al átomo por los protones del núcleo● Energía de enlace:

– La que se necesita para quitarle un e– al átomo– La que mantiene unido al átomo

● Un e– puede estar cerca o lejos del núcleo– Cerca, tiene mucha energía de enlace– Lejos, tiene poca energía de enlace

● El tamaño de la órbita de un e– depende de su energía de enlace


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ÓrbitasÓrbitas● Un electrón solamente puede tener ciertas energías de enlace

determinadas● El átomo sólo puede tener ciertos tamaños de órbitas permitidas

(ejemplo de los escalones)● La distribución de órbitas depende de la carga del núcleo, la cuál

depende del número de protones● Cada elemento tiene sus órbitas permitidas

– Isótopos: mismas órbitas permitidas porque tienen mismo número de protones

– Iones: tienen diferentes órbitas permitidas● Los e– pueden interaccionar con la luz, por eso nos interesan


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La interacción de la luz y la materiaLa interacción de la luz y la materia


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AbsorciónAbsorción● Un e– está en la órbita permitida más pequeña o en estado

fundamental● Podemos poner al electrón en una órbita más grande si le inyectamos

energía● Si ponemos al electrón en una órbita más grande, está excitado● Los átomos se pueden excitar (o inyectar) así:

– En choques– Al absorber un fotón

● Cada átomo se puede excitar con una determinada● Un átomo excitado es inestable: suelta el fotón y regresa a su estado

fundamental


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EmisiónEmisión● Podemos poner al electrón en una órbita más

pequeña si suelta energía– Suelta la energía en forma de fotones– Al bajar de órbita emite un fotón

● Cada átomo tiene su único conjunto de órbitas● Cada átomo absorbe o emite fotones con un único

conjunto de ● En astronomía es buena idea checar qué absorbe o

emite cada átomoDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales [email protected] [email protected]

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Absorción y emisiónAbsorción y emisión

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Espectro continuoEspectro continuo● Cuerpo negro se le llama a aquella lámpara

que puede emitir fotones de todos los colores● Si le ponemos un prisma a ese cuerpo negro,

obtenemos un espectro continuo● Continuo porque no tiene ni un espacio vacío

d


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Tipos de espectroTipos de espectro

Espectro continuo+ líneas absorbidaspor el gasPrisma

Gasfrío

Líneas emitidaspor el gasPrisma

Gascaliente

Espectro continuoPrisma


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Tipos de espectroTipos de espectro


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Espectros de emisión en laboratorioEspectros de emisión en laboratorio


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Espectros de absorción en laboratorioEspectros de absorción en laboratorio


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Espectro de estrella y nebulosaEspectro de estrella y nebulosaLa estrella tiene una “lámpara” en suscapas 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 suscapas internas pero sí tiene un “gas”,y lo que se obtiene es un espectro de emisión


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EstrellasEstrellas● Una estrella está hecha de un montón de gas● Sus capas externas funcionan como una lámpara de cuerpo

negro que 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

● 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 estelarEspectro estelar● Las de los espectros de las estrellas nos dan

mucha información sobre las capas exteriores de las estrellas

● Podemos identificar qué elementos absorben estas y así saber qué elementos abundan en las atmósferas de las estrellas, y con esto también podemos saber sus temperaturas


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Espectros estelaresEspectros estelares


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Espectros de estrellasEspectros de estrellas


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Los colores de las estrellasLos colores de las estrellas● El color es indicativo de la temperatura● Estrellas rojas = frías● Estrellas azules = calientes● El Sol es amarillo y su temperatura es

intermedia


De una claseanterior

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Líneas de BalmerLíneas de Balmer


● Existe una manera más precisa de calcular la temperatura de las estrellas

● Las líneas de Balmer funcionan como un termómetro

d

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Termómetro de BalmerTermómetro de Balmer● En las estrellas frías hay pocas colisiones violentas entre los

átomos, no se excitan los e–, no pueden absorber fotones de Balmer y entonces están débiles las líneas de absorción de Balmer

● En las estrellas calientes hay muchas colisiones violentas entre los átomos, sí se excitan los e–, se van a órbitas más grandes o se escapan (se ionizan), muy pocos átomos absorben fotones de Balmer y entonces están débiles las líneas de absorción de Balmer

● En las estrellas tibias hay las colisiones justas para que se exciten muchos e–, así el gas absorbe los fotones de Balmer y entonces están fuertes las líneas de absorción de Balmer


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Termómetro de BalmerTermómetro de Balmer● Para decidir si una estrella es caliente o fría, se deben

analizar además otras líneas● Las estrellas frías tienen bandas oscuras (no líneas)

producidas por moléculas, en las estrellas calientes no pueden vivir las moléculas, se destruyen con las colisiones

● La temperatura de una estrella se calcula comparando las intensidades de sus líneas espectrales

● Las temperaturas de las estrellas van desde los 40,000°K hasta los 2,000°K, y el Sol tiene 5,800°K


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Tipo espectralTipo espectral● 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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Tipos espectralesTipos espectrales

CLASE TEMPERATURA (°K)

COLOR LÍNEAS BALMER

LÍNEAS DE ABSORCIÓN OTRAS CARACTERÍSTICAS

EJEMPLO

O 28,000 – 50,000 Azul Débil Nitrógeno, Carbono, Helio, Oxígeno

Helio ionizado Naos

B 9,600 – 28,000 Blanco/ azul

Media Helio, Nitrógeno Helio neutro Rigel

A 7,100 – 9,600 Blanco Fuerte Hidrógeno Calcio ionizado débil Sirio A

F 5,700 – 7,100 Blanco/amarillo

Media Metales: Hierro, Titanio, Calcio, Estroncio, Magnesio

Calcio ionizado débil Polaris A

G 4,600 – 5,700 Amarillo Débil Calcio, Helio, Hidrógeno, Metales

Calcio ionizado medio Sol

K 3,200 – 4,600 Amarillo naranja

Muy débil Metales, Óxido de Titanio Calcio ionizado fuerte Centauri B

M 1,700 – 3,200 Rojo Muy débil Metales, Óxido de Titanio Oxido de Titanio fuerte Gliese 581

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Espectros de estrellasEspectros de estrellas● 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 estrellasEspectros de estrellas


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Encontrando elementosEncontrando 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 estrellasDra. Rosa Martha TorresDra. Rosa Martha Torres Astronomía General para la Licenciatura en Estudios LiberalesAstronomía General para la Licenciatura en Estudios Liberales [email protected] [email protected]

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Eliminando elementosEliminando 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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Efectos en los espectros estelaresEfectos en los espectros estelares


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Efecto Doppler cotidianoEfecto Doppler cotidiano


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Así es el efecto DopplerAsí es el efecto Doppler


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Efecto DopplerEfecto Doppler● Si observamos una estrella que se está acercando

a la Tierra, las líneas de su espectro estarán ligeramente desplazadas hacia la parte azul del espectro

● Si la estrella se está alejando, su espectro estará desplazado hacia el rojo

● Esto es el efecto Doppler y nos puede decir la velocidad que lleva la estrella con respecto a la Tierra


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Efecto Doppler en espectroEfecto Doppler en espectro

Nosotros Galaxia

Se acerca

Se aleja

En reposo

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Corrimiento al rojoCorrimiento al rojo

Esto es porque el universo está en expansión

Galaxia muy lejana

Galaxia distante

Galaxia cercana

Estrella cercana

Laboratorio

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Perfil de líneaPerfil de línea● Los astrónomos usan un aparatito para analizar más de cerca un

espectro● Consiste en un haz de luz muy delgado que se pasa por el vidrio

donde está grabado el espectro● El haz nos muestra qué tan intensa es cada línea del espectro●

●

●

●

● j


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Espectro cromosfera del SolEspectro cromosfera del Sol


Longitud de onda

Inte

nsi

dad

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Ensanchamiento naturalEnsanchamiento natural● Las líneas tienen un ancho natural de

aproximadamente 0.001 a 0.00001 nm


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Ensanchamiento DopplerEnsanchamiento Doppler


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Ensanchamiento por colisiónEnsanchamiento por colisión


● Cuanto mayor presión hay en un gas, mayor número de colisiones habrá

● Si un átomo está a punto de emitir o absorber un fotón y de repente choca, los niveles de energía se afectan y cambia la

d Ensanchamiento natural

Ensanchamiento Doppler

Ensanchamiento por colisión

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Efecto ZeemanEfecto Zeeman


● Desdoblamiento de algunas líneas, nos dicen que hay campo magnético

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Hay campo magnéticoHay campo magnéticoen el Solen el Sol

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Zeeman en manchas solaresZeeman en manchas solares

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Los espectros dicen muchoLos espectros dicen mucho

LÍNEAS DE BALMER Débil Media Fuerte Media Débil Muy débil Muy débil

LÍNEAS DEABSORCIÓN

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

OTRASCARACTERÍSTICAS

Helio ionizado Helio neutro Calcio ionizado débil

Calcio ionizado débil

Calcio ionizado medio

Calcio ionizado fuerte

Óxido de Titanio fuerte

CLASE O B A F G K M

TEMPERATURA (°K) 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

COLOR 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

LUMINOSIDAD (Lsol

) 140,000 20,000 80 6 1.2 0.4 0.04

EJEMPLO Naos Rigel Sirio A Polaris A Sol Centauri B Gliese 581

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Tamaño de las estrellasTamaño de las estrellas

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Luminosidad de las estrellasLuminosidad de las estrellas

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12 preguntas clave12 preguntas claveLos átomos y la luz de las estrellasLos átomos y la luz de las estrellas


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1.- ¿Por qué estudian el átomo los 1.- ¿Por qué estudian el átomo los astrónomos?astrónomos?

● Porque lo único que podemos estudiar de las estrellas es su luz

● La luz interacciona con el átomo● Por lo tanto tienen que entender la estructura

del átomo


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2.- ¿Qué descubrió Fraunhofer?2.- ¿Qué descubrió Fraunhofer?● Que el espectro del Sol estaba cruzado por

600 líneas oscuras ahora llamadas líneas de Fraunhofer


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3.- Explica el modelo del átomo.3.- Explica el modelo del átomo.● Es un núcleo central compuesto por protones

y neutrones, rodeado por una nube de electrones girando a su alrededor


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4.- ¿Cómo es la carga y la masa de los átomos?4.- ¿Cómo es la carga y la masa de los átomos?● Protones tienen carga +, neutrones no tienen

carga, electrones tienen carga –● Un átomo normal siempre es neutro: tiene mismo

número de protones + que de electrones –● Más del 90% de la masa está contenida en el

núcleo● Los electrones casi no tienen masa


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5.- ¿Qué es un elemento químico?5.- ¿Qué es un elemento químico?● Los átomos son los elementos químicos● Se diferencian por el número de protones


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6.- Explica la absorción y la emisión de un 6.- Explica la absorción y la emisión de un átomo.átomo.

● Absorción: los átomos pueden absorber un fotón y subir su electrón a una órbita más grande por un momento

● Emisión: los átomos pueden emitir un fotón y bajar su electrón a una órbita más pequeña


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7.- ¿Cómo obtenemos un espectro?7.- ¿Cómo obtenemos un espectro?● Haciendo pasar la luz del objeto del cielo a

través de un prisma (o una rejilla) para tener un espectro

● El espectro será diferente dependiendo del objeto que se observe


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8.- ¿Qué es un espectro continuo, de absorción y de 8.- ¿Qué es un espectro continuo, de absorción y de emisión?emisión?

● Continuo: observamos un cuerpo negro. Obtenemos un espectro de todos los colores

● Absorción: observamos un cuerpo negro y una nube fría. Como la nube absorbe algunos fotones del cuerpo negro, obtenemos un espectro continuo con líneas negras encima

● Emisión: observamos una nube caliente. Obtenemos un espectro con únicamente las líneas que emite el gas caliente


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9.- ¿Cómo es el espectro de las estrellas?9.- ¿Cómo es el espectro de las estrellas?● Es un espectro de absorción


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10.- ¿Cómo sabemos la temperatura de las 10.- ¿Cómo sabemos la temperatura de las estrellas?estrellas?

● Comparando las intensidades de sus líneas espectrales, especialmente las líneas de Balmer


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11.- ¿Quién y cómo hizo el sistema de 11.- ¿Quién y cómo hizo el sistema de clasificación espectral?clasificación espectral?

● Annie Jump Canon● Tomó todos los espectros de todas las estrellas

que tenían en Harvard● Los clasificó alfabéticamente● Los reagrupó y eliminó los innecesarios● Obtuvo la clasificación O, B, A, F, G, K, M


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12.- ¿En qué consiste el corrimiento al rojo y 12.- ¿En qué consiste el corrimiento al rojo y el corrimiento al azul?el corrimiento al azul?

● Si observamos una estrella que se está acercando a la Tierra, las líneas de su espectro estarán ligeramente desplazadas hacia la parte azul del espectro

● Si la estrella se está alejando, su espectro estará desplazado hacia el rojo


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Para próxima semanaPara próxima semana● OBLIGATORIO:

– Entregar ensayo– Entregar tarea– Leer en el libro sobre el siguiente tema

● OPCIONAL:– Ver la lista de material adicional en la página de la

materia


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