LAS LEYES DE LA RADIACIN EN LA TIERRA Y EN EL ESPACIO

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LAS LEYES DE LA RADIACIÓN EN LA TIERRA
Y EN EL ESPACIO
Basada en presentación de Tabaré Gallardo y
Mario Bidegain, Gonzalo Tancredi y Andrea
Sánchez Facultad de Ciencias
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OBJETIVO
Aproximarnos a los procesos que absorben y
generan radiación electromagnética en la Tierra y
en el espacio.
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RESUMEN

• Generación de líneas Kirchhoff
• Contínuo Planck, Wien, Stefan
• Aplicaciones en estrellas temperaturas y radios
• Aplicaciones en Sistema Solar temperaturas y
  composición
• Generación de contínuo y líneas en estrellas,
  nubes y galaxias
• La radiación en la Tierra

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GENERACIÓN DE LINEASLeyes de Kirchhoff
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EL CONTÍNUO Leyes de Planck, Wien y Stefan
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RESUMEN HISTÓRICO
1859 Kirchhoff radiación de cuerpo en equilibrio
térmico 1860 Kirchhoff y Bunsen leyes de
radiación 1879 Stefan obtención empírica del
flujo total 1893 Wien ley de desplazamiento 1896
Zeeman efecto y aplicación al estudio de manchas
solares 1900 Planck deducción teórica de la
radiación de cuerpo negro 1906 Schwarzschild
teoría de campos de radiación estacionarios 1911
Rutherford modelo de átomo con núcleo y nube de
electrones 1913 Bohr modelo del átomo de
Hidrógeno 1916 Eddington teoría de la
constitución interna de las estrellas
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• Energía emitida por la superficie emisora
• por unidad de tiempo (dt), por unidad de area
  (dA), por unidad de frecuencia (d?), por unidad
  de ángulo sólido (d?)
• Energía recibida por un detector en
• dirección que forma ángulo ? con la
• normal
• Flujo (Densidad de Flujo)
• Integral de la intensidad en todas
• direcciones de I

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Ley de Planck medio (o cuerpo) en equilibrio
térmico emitirá con

• - frecuencia Hz 1/s
• T Temperatura K
• h Constante de Planck (6.63 x 10-34 Js)
• k Constante de Boltzmann (1.38 x 10-23 JK-1)

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? - longitud de onda m c velocidad de luz
(3x108 ms-1)
? c / ?
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Ley de Wien
Si integramos la intensidad en todas las
direcciones y en todas las frecuencias obtenemos
el Flujo o energía emitida por unidad de área y
de tiempo
Ley de Stefan
? - constante de Stefan (5.67x10-8 Wm-2K-4)
La Ley de Wien y la Ley de Stefan se deducen de
la Ley de Planck
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La observación y la teoría concuerdan en que las
estrellas a grosso modo están formadas por capas
gaseosas concéntricas en equilibrio térmico. La
intensidad de la emisión resultante de un medio
como éste es la función de Planck la cual es
independiente de las propiedades del medio, solo
depende de su temperatura (aunque T dependerá de
las propiedades del medio).
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Luminosidad energía total emitida por unidad de
tiempo. Para el caso de una ESTRELLA ESFERICA
Condición emisión planckiana (equilibrio térmico)
La temperatura deducida a través de esta
expresión se conoce como Temperatura Efectiva de
la estrella y se requiere conocer el radio y la
luminosidad de la estrella. En realidad la
radiación que recibimos es la suma de emisiones
de diferentes capas superficiales a diferentes
temperaturas pero el efecto total es equivalente
al de una capa de temperatura Tef .
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La observación de la intensidad de las estrellas
en función de la frecuencia concuerda muy bien
con la curva de Planck. Ajustando las curvas de
emisión estelares a las de Planck podemos estimar
las temperaturas (Temp de brillo, Temp de color)
de las superficies que generan esa emisión
observada. Luego podemos deducir el radio estelar.
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Ejemplo radiación cósmica de fondo
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APLICACIONES EN EL SISTEMA SOLARTEMPERATURAS Y
COMPOSICIÓN
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Radiación recibida en un planeta propagada en el
vacío la densidad de flujo (o flujo) decrece
con el cuadrado de la distancia al Sol.
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La energía absorbida por el planeta dependera de
su Albedo
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Si el asteroide se encuentra a temperatura
constante quiere decir que toda la energía
absorbida es reemitida
y el espectro de emisión del asteroide será
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espectro observado emisión reflexión
determinación de radio
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Temperaturas de equilibrio en el sistema solar
Dependen básicamente de la distancia al Sol y del
Albedo.
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La luz en su pasaje por un medio denso

• Efectos
• Absorción, dispersión y variación del camino
  óptico

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Radiación a través de un medio absorbente.
OPACIDAD
L Camino Libre Medio de los fotones

• Si DgtgtL , gran absorción
• Si DltltL , absorción despreciable

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Las ventanas atmósfericas
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• Ejemplo atmosfera terrestre.
• D gtgt L (fotones en gamma, X, UV)
• D ltlt L (fotones en visible)

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Las condiciones cambiantes
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LA RADIACIÓN EN LA TIERRA
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RADIACION SOLAR RECIBIDA EN EL TOPE DE LA
ATMOSFERA Y EN LA SUPERFICIE TERRESTRE
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RADIACION SOLAR EN SU PASO POR LA ATMOSFERA
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RADIACION TERRESTRE
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RADIACION TERRESTRE EN SU PASO POR LA ATMOSFERA
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BALANCE DE ENERGIA EN EL SISTEMA TIERRA-ATMOSFERA
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RADIACION SOLAR ULTRAVIOLETA

• La banda biológicamente activa de la UV abarca
  las longitudes de onda comprendidas entre los 200
  y 400 nm. Las longitudes de onda inferiores a 200
  nm no tienen importancia biológica porque son
  absorbidas rápidamente por la atmósfera.
• UV-C abarca desde 200 hasta 280 nm, también se le
  llama UV de onda corta, UV lejana o radiación
  germicida.
• UV-B entre 280 y 320 nm, se la conoce como UV
  media o radiación de quemadura solar. Es la que
  tiene efectos biológicos más potentes. Solamente
  el 1 de la radiación solar está dentro de este
  rango y la mayor parte es absorbida por el
  ozono. Tiene gran interés porque pueden causar
  daño a nivel molecular.
• UV-A entre 320 y 400 nm, también conocida como UV
  de onda larga, UV próxima o luz negra. Es
  importante en la generación fotoquímica del smog,
  en la decoloración y daño de los plásticos,
  pinturas y telas.

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INSOLACION Y ESTACIONES
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BIBLIOGRAFIAAstronomy Today
www.prenhall.com/chaissonAstronomia e
Astrofisica www.if.ufrgs.bf/astAstronomy Notes,
Nick Strobel www.astronomynotes.comThe Cosmic
Perspective www.astrospot.com