Capítulo 7. Líneas espectrales

 

7.1 Espectroscopía

 

En 1802, el filósofo natural británico William Hyde Wollaston descubrió líneas oscuras en el espectro de color de Isaac Newton (discutido en Capítulo 3 ). Estos ahora se conocen como líneas espectrales. El descubrimiento de Wollaston puede haber sido atribuido a fallas en el prisma que usó para crear el espectro, pero pronto vio que siempre estaban en el mismo lugar, sin importar el prisma que usara. ^[1]

 

El óptico alemán Joseph von Fraunhofer descubrió de forma independiente las líneas espectrales en 1814. Fraunhofer montó un prisma frente a un pequeño telescopio para crear un espectroscopio. Con esta nueva tecnología, pudo mapear más de 570 líneas espectrales y creó el campo de estudio conocido como espectroscopia. ^[2]

 

 

7.2 Líneas desplazadas Doppler

 

Hippolyte Fizeau mostró que la luz se ve afectada por el efecto Doppler en 1848. ^[3] El efecto Doppler fue descubierto por el filósofo natural austríaco Christian Doppler en 1842. ^[4] Doppler mostró que la frecuencia y, por lo tanto, la longitud de onda del sonido cambiarán, dependiendo de si se está moviendo hacia usted o lejos de usted.

 

Cuando está parado, la longitud de onda y la frecuencia de una sirena de ambulancia, por ejemplo, serán las mismas en todas las direcciones. La longitud de onda parece más corta y el sonido es más agudo a medida que avanza hacia usted. Esto se debe a que la ambulancia se pone al día con las ondas que emite, por lo que el espacio entre las emisiones es más corto.

 

La longitud de onda aparece más larga y el sonido es más grave si la ambulancia se aleja. Esto se debe a que en el tiempo entre emisiones, se mueve más lejos de la dirección de las ondas que se escuchan, por lo que el espacio entre las emisiones es más largo.

 

 

 

Fizeau descubrió que el efecto Doppler hace que la luz parezca más enérgica y, por lo tanto, más azul cuando se mueve hacia ti y menos enérgica y, por lo tanto, más roja cuando se aleja.

 

Este efecto se pudo ver en la posición de las líneas espectrales, y Fizeau demostró que la velocidad relativa de las estrellas se podía determinar comparando la posición de las líneas en sus espectros con la posición de las líneas medidas en el laboratorio.

 

 

Aquí, λ es la longitud de onda donde aparece la línea espectral para la luz del Sol y Δ λ es el cambio en la longitud de onda entre esta y la longitud de onda donde aparece la línea espectral luz de algo que se mueve en relación con el sol. v es la velocidad a la que se mueve, c es la velocidad de la luz, y ν es la frecuencia.

 

Edwin Hubble descubrió más tarde la evidencia del Big Bang cuando demostró que casi todas las galaxias tienen espectros desplazados al rojo y, por lo tanto, se alejan de nosotros ^[5] (discutido en Libro I)

 

7.3 Líneas de absorción y emisión

 

En la década de 1860, los filósofos naturales alemanes Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen demostraron que las líneas espectrales son causadas por diferentes elementos químicos que absorben o emiten luz a energías específicas ^{[6] [19459012 ] Las líneas oscuras que se encuentran en los espectros de las estrellas son líneas de absorción. Estos son causados ​​por nubes de gas que absorben algo de la luz de la estrella antes de que llegue a la Tierra. Estas nubes pueden emitir esta luz a las mismas energías específicas, creando líneas de emisión.}

 

Kirchhoff y Bunsen determinaron las energías de las líneas producidas por diferentes elementos en el laboratorio. En 1864, el astrónomo británico William Huggins y la astrónoma irlandesa-británica Margaret Huggins mostraron que las estrellas están hechas de algunos de estos elementos y que en su mayoría están hechas de hidrógeno. ^[7]

 

En 1885, el matemático suizo Johann Balmer descubrió una ecuación que vincula las energías de todas las líneas de hidrógeno en el espectro visible ^[8] y el físico sueco Johannes Rydberg mejoró esta ecuación en 1888. ^[9] En el siglo XX, la teoría del átomo de Niels Bohr se utilizó para explicar por qué elementos particulares están asociados con energías particulares [19459009 ] [10] (discutido en Capítulo 10 ).

 

 

 

 

7.4 Radiación de cuerpo negro

 

Kirchhoff acuñó el término “cuerpo negro” para describir un objeto hipotético que emite un espectro continuo, sin líneas de absorción o emisión. ^[11] Un cuerpo negro absorbe toda la luz que golpea su superficie. Esto significa que no refleja la luz (por lo que no puede actuar como un espejo) y no deja que la luz pase a través de él.

 

Cuando un cuerpo negro está frío, está completamente negro y, a medida que se calienta, permanece en equilibrio térmico y emite luz en todas las longitudes de onda. No existe un cuerpo negro perfecto, pero hay muchos objetos cercanos, incluidos los filamentos de las bombillas, la placa de los hornos eléctricos, las larvas, los metales como el hierro y las estrellas.

 

La relación entre la energía y la temperatura de una estrella no se conocía hasta 1879, cuando el físico austríaco Josef Stefan demostró que la energía total emitida por un cuerpo negro es proporcional a su temperatura a la potencia de cuatro. ^[12] Cinco años después, el primer estudiante de doctorado de Stefan, el físico austríaco Ludwig Boltzmann, explicó esto usando la termodinámica y la teoría de la luz de James Clerk Maxwell. ^[13]

 

Stefan y Boltzmann lo sabían,

 

Aquí, F es el flujo de energía – energía por m ² por segundo, L es la luminosidad – energía por segundo, y 4 π ² es el área de superficie de una esfera, donde la distancia entre el observador y el objeto luminoso ( d ) es el radio de la esfera ( r [ 19459049]).

 

 

Stefan y Boltzmann mostraron que en la superficie de un cuerpo negro,

 

Aquí, T es la temperatura efectiva – la temperatura asumiendo que es un cuerpo negro perfecto, y σ es una constante conocida como la constante de Stefan-Boltzmann.

 

Stefan y Boltzmann pudieron determinar la temperatura de la superficie del Sol comparándola con cuerpos negros en la Tierra. Estimaron que la superficie del Sol es de aproximadamente 5700 Kelvin (aproximadamente 5427 ° C), que es solo aproximadamente 80 Kelvin (80 ° C) menos que el valor actualmente aceptado.

 

7.4.1 Ley de Wien

 

En 1893, el físico alemán Wilhelm Wien demostró que la longitud de onda máxima de la luz emitida por un cuerpo negro ( λ _max ), que determina su color, solo depende de su temperatura ( T ). A medida que se calienta, volviéndose más enérgico, la luz de un cuerpo negro disminuirá en longitud de onda. Se moverá a través del espectro convirtiéndose en rojo, naranja, amarillo, verde y luego azul, sin importar de qué esté hecho. ^[14] Una vez que la temperatura de las estrellas podría determinarse a partir de su color, su radio podría determinarse utilizando la ecuación de Stefan-Boltzmann.

 

Aquí λ _max se mide en metros y T se mide en Kelvin.

 

 

Wien desarrolló su teoría tratando la luz como si estuviera hecha de partículas. A finales de siglo, sin embargo, los físicos alemanes Heinrich Rubens y Ferdinand Kurlbaum demostraron que la teoría de Viena no se aplica a la luz infrarroja. ^[15,16] Este problema sería resuelto por Albert Einstein y el físico alemán Max Planck, utilizando las primeras teorías de la mecánica cuántica (discutido en Capítulo 8 ).

 

En 1896, el físico holandés Pieter Zeeman descubrió que las líneas espectrales se pueden dividir al pasar la luz a través de un campo magnético, ^[17] y en 1913, el El físico alemán Johannes Stark ^[18] y el físico italiano Antonino Lo Surdo ^[19] mostraron ese espectro Las líneas también se pueden dividir utilizando campos eléctricos. Estos efectos se explicarían más tarde utilizando una teoría cuántica del átomo ideada por Bohr en 1913 (discutida en Capítulo 10 ) y desarrollada por Arnold Sommerfeld ^[20] y el físico británico Paul Dirac ^[21,22] en la década de 1920 (discutido en Capítulo 11 y Capítulo 12 ).