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© S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 10 Capítulo Introducción a la astronomía01 1 De la observación al modelo 2 El planteamiento científico 3 Ley de gravitación universal 4 Algunas medidas astronómicas 5 Espectro electromagnético © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 10 La vida diaria está marcada por fenómenos astronómicos: la sucesión del día y la noche, las estaciones del año, la posición del Sol y de la Luna… Por esa razón, desde la más remota Antigüedad, se registraron las características de estos fenómenos y se hicieron modelos para explicar el movimiento del Sol, la Luna, la Tierra, los planetas y las estrellas; muchos de ellos basados en la superstición o en la mitología. Con el advenimiento del pensamiento científico, desde la época de Galileo Galilei en adelante, se ha logrado com- prender en profundidad primero el movimiento de los cuerpos celestes y luego las leyes físicas que rigen ese movimiento. © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 1111 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 Podemos definir la astronomía como la ciencia que estudia el universo: el espacio, los astros y sus movimien- tos, su comportamiento, su luz, su materia y su evolución. Probablemente sea más acertada la denominación de ciencias del espacio, debido a que cada uno de los cam- pos de estudio que nombramos da lugar a una ciencia específica. Pero el uso ha impuesto la palabra astronomía. ¿Todo conocimiento es ciencia? ¿Por qué una ciencia es una ciencia? Anota aquí los conceptos que crees que definen lo que es ciencia. Anota los dos pilares fundamentales con que debe contar una ciencia. Johannes Kepler Galileo Galilei Nicolás Copérnico Tycho Brahe © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 12 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 Tema 1 De la observación al modelo Las culturas más primitivas ya observaban el cielo. La necesidad de medir el tiempo llevó a conocer los fenómenos regulares más notorios. Los antiguos pueblos de Asia, Europa, Egipto, Mesopotamia y América «dibujaron» sus propias constelaciones. También hay evidencias de que predijeron el movimiento de la Luna y elaboraron calendarios basados en sus desplazamientos. Cuando se alcanzó la etapa de la agricultura, y con ella advino la sedentarización, fue necesario predecir el tiempo a más largo plazo y de manera más precisa para poder cultivar, sembrar. Por esa razón, todas y cada una de las más antiguas civilizaciones tuvieron sus calendarios solares anuales. Los griegos, ya entre los siglos VI y II a. C., desarrollaron modelos geomé- tricos del «universo» para relacionarlos con sus observaciones. La escuela pitagórica y luego Aristóteles proponían un cosmos formado por esferas concéntricas que giraban alrededor de la Tierra. En esa representación, los astros estaban fijos en las esferas y la Tierra era el centro de ellas, del universo. Modelos cosmológicos antiguos Con la fundación de la biblioteca de Alejandría, en el siglo III a. C., surgió un gran centro de conocimiento. Por un lado se encargaba de reunir los es- critos de la época, y por otro convocaba a los más destacados sabios del mundo helénico y les daba la posibilidad de trabajar, estudiar y enseñar. Uno de sus pensadores, Claudio Ptolomeo (siglo II d. C.), se destacó como geó- grafo, matemático y astrónomo. Elaboró un detallado modelo geométrico del cosmos, que sintetizó en su tratado de astronomía, Almagesto, basándose en la observación de las posiciones de los planetas. La concepción de Ptolo- meo era geocéntrica, es decir, la Tierra estaba en el centro del universo, y el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas giraban alrededor de ella en distintas esferas. Curiosamente, Aristarco de Samos había propuesto antes, en el si- glo II a. C., que la Tierra giraba alrededor del Sol, sin embargo no fue tomado en cuenta, probablemente porque el «sentido común» no permitía apreciar ningún movimiento de la Tierra. Así, el modelo geocéntrico siguió predomi- nando durante los siglos siguientes. Nicolás Copérnico (1473-1543) En 1543, este astrónomo polaco propuso un modelo del universo que co- locaba al Sol en el centro, lo que contradecía la idea dominante de la época: la representación de Ptolomeo, con la Tierra inmóvil en el centro del univer- so. En el modelo de Copérnico los planetas giraban en órbitas circulares en torno al Sol a velocidades constantes. La Tierra era un planeta más, ubicado en el tercer lugar desde el centro, luego de Mercurio y Venus. Glifos del calendario maya. Representación del sistema heliocéntrico de Copérnico. Crómlech de Stonehenge. © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 13 Tema 2 El planteamiento científico Las ideas de Copérnico eran conocidas por Galileo Galilei (1564-1642) y por Johannes Kepler (1571-1630), pero era necesario comprobarlas con da- tos que se ajustaran a las observaciones. Johannes Kepler (1571-1630) Kepler trabajó sobre mediciones angulares que se hicieron en su épo- ca, valiéndose de instrumentos graduados que registraban las posiciones relativas de los planetas, sin la ayuda de telescopios. Tomó los registros de movimiento de los planetas obtenidos por Tycho Brahe (1546-1601) e intentó durante años hacerlos coincidir con diferentes modelos de órbitas circulares, que a su vez trataba de hacer concordar con las fechas en que los planetas se encontraban en determinados puntos del cielo. Con sorpre- sa descubrió que las curvas que mejor se adaptaban al recorrido trazado por los astros eran las elipses. El Sol no se encontraba en el «centro» de la elipse, sino en uno de los focos. También descubrió que las velocidades no eran constantes, sino que los planetas aceleraban al acercarse al Sol y se enlentecían al alejarse. Estos dos conceptos se plasman en las dos primeras leyes de Kepler, enunciadas en 1609. Galileo Galilei (1564-1642) Paralelamente, en 1609, Galileo Galilei construyó sus primeros telesco- pios y los dirigió al cielo. Los instrumentos que se utilizaban en esa época, como el cuadrante o la esfera armilar, servían principalmente para determi- nar la posición de los astros en el cielo o para representar sus movimientos. Pero el telescopio, al aumentar el tamaño con que se ven los objetos, permi- tió apreciarlos con mayor detalle. Así, pues, Galileo descubrió los cráteres, las planicies y las montañas de la Luna. Este descubri- miento lo llevó a sostener la idea de que los astros, al menos la Luna, no eran «cristales perfectos», sino que eran «materia rugosa», como la Tierra. Además descu- brió las manchas solares y los cuatro satélites más grandes de Júpiter. Esto último probaba que existen otros sistemas parecidos al solar. También, analizan- do las fases de Venus y de Mercurio con el telescopio, aportó pruebas de que ambos debían girar alrededor del Sol en órbitas internas a la de la Tierra. Es importante advertir y recordar que con Galileo nace lo más preciado de la práctica científica: sola- mente se puede afirmar lo que se demuestra. Primera ley de Kepler Ley de las formas: las órbitas de los planetas son elípticas y el Sol ocupa uno de los focos. Segunda ley de Kepler Ley de las áreas: las áreas barridas por un radio-vector de un planeta al Sol en tiempos iguales son iguales. Así se calcula la velocidad de movimiento del planeta en diferentes trayectos de su órbita. Conexión con Libromedia Páginas 4 y 5 Pintura de Giuseppe Bezzuoli (1784-1855) con la representacióndel trabajo de Galileo. © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 14 Tema 3 Ley de gravitación universal Después de la muerte de Galileo, el modelo propuesto por Kepler se di- fundió y, lentamente, fue aceptado por la comunidad científica. Sin embargo, había un problema que aún generaba controversia y que el modelo de Kepler no lograba explicar: cómo los cuerpos se mantienen en movimiento en la tra- yectoria elíptica alrededor del Sol. El astrónomo Edmond Halley (1656-1742) se propuso responder esta pregunta de investigación en 1684, y fue su ami- go Isaac Newton (1642-1727) quien llevó adelante la tarea. Como ya sabes, la obra de Newton comenzó con la definición de algunos conceptos como masa, inercia y fuerza. Luego describió las leyes que rigen el movimiento de los cuerpos y muchas leyes matemáticas y físicas que preocupaban a los científicos de la época. Newton estableció que la fuerza responsable del movimiento de los pla- netas es del mismo tipo que la fuerza que hace caer los cuerpos al suelo cuando se dejan libres. Si soltamos un cuerpo a cierta altura, este caerá verticalmente hacia la superficie de la Tierra. Si lo lanzamos con una deter- minada velocidad horizontal, describirá una trayectoria en forma de pará- bola. Y si esa velocidad es suficientemente grande, el cuerpo recorrerá una trayectoria elíptica, como los satélites que orbitan el planeta. La fuerza gravitatoria no existe solamente entre el Sol y los planetas; su presencia se manifiesta entre dos cuerpos cualesquiera. En conclusión, el movimiento de los cuerpos que componen el sistema solar es regido por las mismas leyes que rigen el movimiento de los cuerpos en la superficie terres- tre. Sobre esta base, Newton enunció la ley de gravitación universal: Dos cuerpos cualesquiera se atraen con una fuerza que es proporcio- nal al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa, y su dirección corresponde a la línea recta que los une. La fuerza gravitacional puede expresarse como: La distancia que separa los cuerpos se mide del centro de uno al centro del otro. Los cuerpos se comportan como si fuesen puntos materiales situa- dos en sus respectivos centros, como se muestra en el siguiente esquema. M FG - FG m r Conexión con Libromedia Página 17 M y m: masas respectivas r: separación entre los cuerpos G: constante de gravitación universal û: vector unitario en la dirección de la línea que une las masas Mm r2 FG = G û Fuerzas de atracción gravitacional entre la Tierra y la Luna. F¢ Tierra/Luna F¢ Luna/Tierra Edmond Halley ¢ ¢ ¢ © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 15 Tema 4 Algunas medidas astronómicas Para estudiar el cosmos es preciso tener en cuenta varios factores nu- méricos. Es importante saber cuál es el tamaño relativo de los astros, cono- cer las distancias y disponer de magnitudes para, por ejemplo, describir su brillo. El estudio de la naturaleza estelar radica esencialmente en el análisis de dos propiedades principales que presentan las estrellas: 1) su posición en el cielo y 2) su brillo, ya que es técnicamente imposible hacer un estudio invasivo de ellas tal cual lo hacemos en otras ramas de la ciencia como la biología, la geología, etc. Ley del cuadrado inverso de la distancia Una ley fundamental, que podemos observar en la naturaleza y experi- mentar por nosotros mismos, es que el brillo de los objetos decrece con el cuadrado de la distancia. El brillo que observamos de los objetos es la can- tidad de energía por unidad de tiempo que podemos recolectar en un área A, por ejemplo con un telescopio o con nuestras pupilas. Si nuestra área de recolección de luz es más grande, captaremos más luz, por lo que el brillo percibido del objeto será mayor. Si consideramos un área de recolección de luz imaginaria A, ubicada al doble de la distancia original, el brillo decrecerá cuatro veces, como se muestra en la figura, ya que la energía que antes pasaba por A ahora se ha dispersado en un área cuatro veces mayor. El total de la energía que emite por segundo la fuente lumínica en todas las direcciones es una constante llamada luminosidad (o flujo total), y su uni- dad es el Watt. Este valor se utiliza para describir la potencia intrínseca de la fuente o estrella. Por ejemplo, una lamparita de 60 W siempre emite con esa potencia sin importar a qué distancia estemos de ella. El brillo observado por unidad de área (o densidad de flujo F) a una dis- tancia d es inverso al cuadrado de la distancia y debe ser pensado como una densidad de luz que multiplicada por el área colectora A devuelve el valor del brillo recolectado. F o B: brillo [W/m2] L: luminosidad [W] d: distancia [m] L 4πd2 F = Conexión con Libromedia Página 7, actividad 3 S r 2r 3r © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 16 La magnitud aparente de los objetos celestes Cuando observamos el cielo, apreciamos que algunos objetos son más brillantes que otros. Para cuantificar su brillo utilizamos el con- cepto de magnitud. Hiparco de Nicea (Nicea 190 a. C. - Rodas 120 a. C.) confeccionó el primer catálogo de estrellas y las clasificó en seis órdenes según su «importancia» (magnitud). A las más brillantes las catalogó como de 1.ª magnitud y a las más débiles, de 6.ª magnitud. No parece haber habido ninguna razón para definir seis categorías y no más o menos, más allá de las limitaciones que nos impone la vista. A me- diados del siglo XIX los trabajos de observación de John Herschel y de cálculo de Norman Pogson cuantificaron la relación de brillos entre las magnitudes. Ellos establecieron que la relación de brillo entre la 1.ª y la 6.ª magnitud es de 100, o sea que las estrellas de 1.ª magnitud brillan 100 veces más que las de 6.ª. Su progresión es geométrica: hallando la raíz quinta de 100 obtenemos un número que nos informa cuánto más brillante es una estrella de una magni- tud con respecto a la siguiente. Ese número es 2,512. Por tanto, la primera magnitud brilla 2,512 veces más que la segunda, esta brilla 2,512 veces más que la tercera y así sucesivamente. Es un valor numérico que puede parecer confuso, pues cuan- to más brillante es el astro, más pequeño es el valor: 1 brilla más que 2. Bm Bm + 1 = 5 100 2,512 Bm, Bm+1: brillo [W/m 2] La unidad de Bm y de Bm+1 es W/m 2 (Watt sobre metro cuadrado) Alfa Centauri, la estrella más cercana a la Tierra, tiene una magnitud aparente de 0,27. Crédito: ESO/DSS 2. Conexión con Libromedia Página 6 30 28 26 24 22 20 18 16 14 12 10 8 6 4 2 0 2 4 6 8 10 12 14 16 18 20 22 24 26 28 30 Magnitud aparente. Fuente: Sky & Telescope. http://goo.gl/dv7wyz -30 -28 -26 -24 -22 -20 -18 -16 -14 -12- 10 -8 -6 -4 -2 0 +2 +4 +6 +8 +10 +12 +14 +16 +18 +20 +22 +24 +26 +28 +30 M A G N IT U D V IS U A L A PA R EN TE Sol Bolas de fuego del hemisferio sur Luna llena Cuarto de luna Venus Júpiter Vega Estrella polar Límite a simple vista en sitio oscuro 50 mm límite binocular Límite visual de 3– en telescopio Límite visual de 6– en telescopio Límite visual de 200– en telescopio Límite de fotografía de 200– en telescopio Exposición de 18 horas con HST Nov, 1-3, 1994 Límite visual de 12– en telescopio Sirio © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey1 5. 91 3 17 W m2 W: unidad de potencia Watt m2: unidad de área en metros cuadrados m1, m2: magnitudes [adimensionadas] B1, B2: brillo [W/m 2] Diferencia entre brillo y magnitud Resulta muy dificultoso especificar el brillo de las estrellas. Sin embargo, las escalas de magnitudes son una manera rápida y sencilla de comparar bri- llos, esto es, definir si una estrella es dos o tres veces más brillante que otra, pero sin especificar el valor de brillo correspondiente. La escala de magnitu- des es adimensionada. En cambio la unidad de área de la escala de brillo es: De brillo a magnitud Es posible convertir el brillo a magnitudes utilizando la fórmula Proponemos un juego para imaginar esta diferencia. Un vendedor en la casa de electrodomésticos nos ofrece televisores que tienen el siguiente ta- maño: 1, 2, 3, 4, 5 y 6. En casa tenemos uno de tamaño 4. Vamos a comprar otro. Nos decidimos por uno de tamaño 3, porque es 2,512 veces más grande que el nuestro. No conocemos las medidas de alto y ancho, no nos preguntamos el tamaño real del televisor, si es de 21 o de 39 pulgadas, simplemente conocía- mos la relación de tamaños, es adimensionada. Podemos aplicar esta relación al brillo y la magnitud. Los astrónomos hoy en día utilizan dos sistemas o escalas de magnitudes diferentes para representar el brillo de las estrellas: magnitud aparente y mag- nitud absoluta, que se ven en las páginas 16 y 19. m1 – m2 = –2,5 × log10 B1 B2 Galaxia espiral M83. Imagen desde La Silla, Chile. Conexión con Libromedia Página 8 © OALM © ESO © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 18 Unidades de distancia Unidad astronómica. A la escala del universo las distancias son enormes. Para referirse a distancias planetarias es preferible usar una unidad mayor que el kilómetro. Utilizamos una unidad equivalente a la distancia entre la Tierra y el Sol (149 600 000 km) que llamamos unidad astronómica (UA). Año luz. Para referirnos a distancias entre estrellas usamos una unidad aún mayor, el año luz (AL). Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año viajando a la velocidad de 300 000 km/s. La estrella más cercana (después del Sol) se encuentra 4,3 años luz de la Tierra. Pársec. Otra unidad utilizada por los astrónomos, aunque no tan popular como la anterior, es el pársec (pc). Esta unidad surge del método de cálculo de la distancia a las estrellas. Resolvemos y calculamos: ¿A cuántos kilómetros equivale un año luz? La luz viaja a 300 000 km/s. Sabes que: • un minuto: 60 segundos • un día: 24 horas • una hora: 60 minutos • un año: 365,25 días Entonces, 1 año luz = _____________ km Vista desde la Tierra 1 UA 1 pá rs ec Sol Vista desde la Tierra seis meses después Paralaje estelar p Ángulo = 1 segundo Conexión con Libromedia Páginas 8 y 9 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 19 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 Paralaje estelar Ese método es la paralaje estelar. Se basa en la utilización de trigonome- tría para calcular la distancia a partir de un ángulo conocido y otra distancia vinculada a este. A partir del ángulo con vértice en una estrella que se forma en el recorrido de tres a seis meses, se puede calcular la distancia entre esa estrella y la Tierra sabiendo que la distancia entre la Tierra y el Sol es de 1 UA. Sabemos que la tangente de un ángulo es igual al cociente del cateto opuesto sobre el cateto adyacente. Por lo tanto: Despejando: Magnitud absoluta Para expresar la luminosidad real de un objeto celeste se utiliza el valor denominado magnitud absoluta. Si observamos las luces de la ciudad desde un punto, vemos diferentes brillos, pero no podemos saber cuál luz tiene más potencia porque no conocemos a qué distancia está cada una. Si las ponemos todas a la misma distancia sí podemos saber cuál es la más potente. A la hu- manidad le ha pasado lo mismo con los objetos del cielo a lo largo de la mayor parte de la historia. Hace poco más de cien años que fue posible calcular las distancias a las estrellas. La idea fundamental es observar cuál sería la mag- nitud de todas las estrellas si estuvieran a la misma distancia. La magnitud absoluta (M) sería la magnitud aparente (m) que ten- drían las estrellas si las ubicáramos a 10 pc de distancia. Como no podemos mover las estrellas y colocarlas a la distancia que que- remos, los astrónomos, tomando diversas variables, llegaron a la siguiente ecuación: Recuerda Los signos de + y de — separan términos: el término 5 • log d se debe resolver antes de restarlo al otro término. d = 1 tang p d . tang p = 1 tang p es la tangente del ángulo de paralaje (que se mide, por tanto es conocido). 1 es la distancia Tierra-Sol (1 UA). d es la distancia entre la Tierra y la estrella (en UA). tang p = 1 d M es la magnitud absoluta. m es la magnitud aparente. d es la distancia en pc. M = m + 5 – 5 • log d Sol = magnitud aparente: -26 (a 1 UA) Sol = magnitud absoluta: 5 a 10 pc © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 20 Tema 5 Espectro electromagnético Lo que recibimos de los astros lejanos son las radiaciones. Al estudiar la radiación electromagnética que emiten las estrellas, las nebulosas y las ga- laxias, los astrónomos aprenden sobre la densidad, la temperatura y la com- posición química del objeto. La luz es una forma de radiación transmitida por ondas. Cada color tiene su propia longitud de onda. Esto lo comprobamos haciendo pasar un haz de luz blanca por un medio de diferente densidad de aquel por el que se viene propagando. Por ejemplo, si hacemos pasar la luz que se desplaza por el aire a través de un cristal o de un recipiente con agua, se desviará. Además, hace ya unos cientos de años que se sabe que es posible descomponer la luz; el fenó- meno fue descubierto y comprobado por Newton (1643-1727) en el siglo XVII. Newton supuso que la luz estaba compuesta por pequeños corpúsculos y que los colores se relacionaban con el tamaño de esos corpúsculos. Christiaan Huygens (1629-1695) fue el primero en proponer la teoría que dice que la luz se compone de ondas (teoría ondulatoria). Esta visión disímil se mantuvo durante siglos. Hoy admitimos que en deter- minadas situaciones la luz se comporta como ondas y en otras, como partículas. En el siglo XIX, James Maxwell (1831-1879) estudió la relación entre los fe- nómenos del campo eléctrico (eléctricidad) y el campo magnético (magne- tismo) para llegar a la conclusión de que ambos campos están relacionados mutuamente y pueden inducirse el uno al otro en lo que hoy conocemos como onda electromagnética. También vislumbró la posibilidad de crear estas ondas en el laboratorio. Heinrich Hertz (1857-1894) consiguió demostrar la existencia de las ondas electromagnéticas. Desde el punto de vista de la aplicación prác- tica, estas investigaciones dieron lugar a las comunicaciones radiofónicas, inicialmente, y luego a todas las formas de comunicación «inalámbrica» que disfrutamos hoy: televisión, celulares, internet, etc. Estas comprobaciones permiten conocer todo el espectro electromag- nético. Violeta azul Rojo Longitud de onda, nm 400 450 500 550 600 650 700 Frecuencia, v(Hz) Fotones de alta energía Fotones de baja energía 1024 10 16 1022 1020 1018 1016 1014 1012 1010 108 106 104 102 100 10 14 10 12 10 10 10 8 10 6 10 4 10 2 100 102 104 106 108 Ondas radioeléctricas largas Ondas radioeléctricas FM AM MicroondasInfrarrojosUVRayos XRayos gamma Espectro visible Nuestros modelos nos señalanhoy que las dife- rentes longitudes de onda se desvían con un ángulo diferente al cambiar de medio. Se llama así a todo el abanico de ondas de la naturaleza, ordenadas según su longitud de onda o frecuencia. Christiaan Huygens © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 21 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 Características del espectro electromagnético La luz es la manifestación visible de ondas electromagnéticas. Este tipo de ondas se propaga a través del vacío, por eso llega a nosotros la luz emitida por estrellas muy lejanas. El ojo humano no es capaz de detectar todas las ondas electromagnéticas, solo puede percibir las que tienen longitudes de onda de entre 400 × 10–9 y 700 × 10–9 m (o lo que es lo mismo: entre 400 y 700 nanómetros). El conjunto de ondas electromagnéticas que podemos detectar se deno- mina espectro visible. Nuestros ojos captan diferentes colores según la longitud de onda y la fre- cuencia de las ondas electromagnéticas. Percibimos dos colores diferentes porque dos ondas electromagnéticas tienen diferente frecuencia y longitud de onda. Dualidad onda-partícula La luz que recibimos de las estrellas es radiación electromagnética. Esta radiación o energía nos llega en forma de onda electromagnética o fotón (partícula asociada a la luz). En muchas situaciones nos referiremos a la luz como fotones u ondas electromagnéticas, según sea el caso. A este fenómeno se lo llama principio de dualidad onda-partícula. Significa que a veces la luz se comporta como una onda, por ejemplo se pueden observar fenómenos de interferencia, etc., y a veces se comporta como una partícula, como cuando tratamos problemas con escalas de distancia del orden del tamaño de los átomos. La única diferencia es la simplicidad y conveniencia matemática con la que se pueden resolver ciertos problemas de la física. El principio de dualidad onda-partícula es general y establece que todo tiene una naturaleza corpuscular y ondula- toria. Louis de Broglie fue el primero, en 1924, en proponer este comportamiento en el electrón. CONEXIÓN Las ondas electromagnéticas pueden clasificarse por su longitud de onda o por su frecuencia, como se muestra en la figura. En las ondas electromagnéticas se cumple la siguiente relación: longitud de onda y frecuencia son inversamente proporcionales, y su producto es igual a la velocidad de propagación de la onda. En este caso es la velocidad de la luz c = 3 × 108 m/s. Como estamos en astronomía, decimos «en este caso» porque la luz atraviesa el espacio vacío, pero por ejemplo en el diamante la velocidad de la luz es menor. Cuanto mayor es la frecuencia de una onda, mayor es su energía. Así, los rayos gamma son las ondas electromagnéticas más energéticas, y las ondas de radio, las menos energéticas. Todas estas formas de «luz» pueden resultar de la emisión de energía de un electrón al cambiar de órbita hacia una de menor energía, más cercana al núcleo del átomo. 4,2 x 10–14 700 x 10–9 5 x 10–14 600 x 10–9 6 x 10–14 500 x 10–9 7,5 x 10–14 400 x 10–9 Frecuencia (Hz) Longitud de onda (m) Conexión con Libromedia Página 10 : longitud de onda [m] f: frecuencia [Hz] c = f Descomposición de la luz. © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 22 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 En la Tierra se pueden captar la luz visible, parte de la radiación infrarroja y parte de las ondas de radio. La atmósfera terrestre actúa como barrera para el resto de las radiaciones, como los rayos gamma, los rayos X y los rayos ultravioleta. Radiación ultravioleta Es absorbida en gran parte por la atmósfera, especialmente por el ozono. Rayos X Junto con los ra- yos gamma son los de menor lon- gitud de onda y son absorbidos por la atmósfera. Luz visible Es solo una pe- queña parte de la luz que existe y es captada por el ojo humano. Los telescopios espaciales funcionan como observatorios. Permiten que los astrónomos estudien sectores del universo sin la interferencia de la atmósfera terrestre y están construidos para captar aquello que el ojo humano no ve, como también las longitudes de onda más cortas del espectro electromagnético. En el transcurso de la historia, la humanidad desarrolló instrumentos, como los telescopios, para poder observar más y mejor el cielo. Actualmente, hay telescopios para la observación de todas las regiones del espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma. Gracias a ellos, los astrónomos y astrofísicos saben hoy que el universo es mucho más profundo. ¿Qué se puede ver con los telescopios? 22 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 23 © S an til la na S .A . P ro hi b id a su fo to co p ia . L ey 1 5. 91 3 Telescopio Hubble Es el más famoso de los telescopios espaciales. Ha tomado más de 500 000 fotografías de alta calidad en distintas partes del universo. Capta la radiación. Transmite la información a un satélite. Por día, los astrónomos del mundo obtienen más de 20 gigabytes de información procedente del Hubble. Atmósfera Los radiotelescopios captan las ondas de radio. Se utilizan varias antenas que observan simultáneamente el mismo objeto. Ondas de radio Penetran por «ventanas» en la atmósfera y pueden ser captadas en Tierra. Radiación infrarroja Es radiación térmica, ca- lor, absorbida por el vapor de agua en la atmósfera. Telescopio refractor La información producida en el Hubble es transmitida hacia estaciones terrenas como las de la NASA y puede llegar, a través de internet, a distintas partes del mundo. Telescopio reflector 23
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