1 Espectro Solar Alexandre Costa Junio 2009

2 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Radiación El Sol emite continuamente radiación electromagnética que tiene una velocidad de km/s en el vácuo. Alexandre Costa- Junio 2009

3 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Radiación Espectro Electromagnético Gamma Gamma Rayos X Visible Infrarojo Rádio Alexandre Costa- Junio 2009

4 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Polarización Una radiación electromagnética linealmente polarizada tiene un perfil como el que se presenta con una dirección de vibración para cada uno de sus campos. Sin embargo, la luz del Sol no tiene ninguna dirección de vibración privilegiada. Alexandre Costa- Junio 2009

5 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Polarización Podemos explicar la polarización de la luz poniendo un filtro Polaroid sobre el otro y mirando la luz que pasa a través de ellos. Alexandre Costa- Junio 2009

6 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Polarización Cuando los dos filtros Polaroid tienen orientaciones de polarización iguales, la luz pasa a través de ellos. Si tienen orientación de polarización perpendiculares la luz que pasa por el primer filtro queda bloqueada por el segundo y las hojas se oscurecen. Alexandre Costa- Junio 2009

7 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Polarización DEMOSTRACIÓN Rotación de 90º del filtro de la mano derecha  Alexandre Costa- Junio 2009

8 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Radiación La longitud de onda, la frecuencia y la velocidad de propagación de las ondas electromagnéticas están relacionadas a través de la ecuación Alexandre Costa- Junio 2009

9 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Radiación Fuente: Deutsche Bundespost 1993 1701-Newton hace la decomposición de la luz solar Alexandre Costa- Junio 2009

10 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Radiación Max Planck Albert Einstein La energía asociada a la radiación electromagnética puede calcularse con la ecuación de Planck-Einstein Alexandre Costa- Junio 2009

11 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Radiación Ventanas en la atmósfera terrestre Fuente: Bernardo Pombo Fuente: Windows to the Universe Alexandre Costa- Junio 2009

12 Oscurecimiento del limbo Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Oscurecimiento del limbo Credit: NOAO,1982 En las imágenes del Sol tomadas en luz blanca siempre se observa un oscurecimiento gradual si nos apartamos del centro del disco solar y nos movemos hacia los bordes. Este fenómeno se conoce como oscurecimeinto del limbo y es una consecuencia del hecho que la atmosfera del Sol no es totalmente transparente. Alexandre Costa- Junio 2009

13 Alexandre Costa- Junio 2009cESPECTRO SOLAR Estructura del Sol Traducido de NASA Polar Wind and Geotail Projects Alexandre Costa- Junio 2009c

14 Alexandre Costa- Junio 2009cReacciones Nucleares en el Sol (proceso PP) Alexandre Costa- Junio 2009c

15 Alexandre Costa- Junio 2009ESPECTRO SOLAR Estructura del Sol Pregunta Quanto demora la luz a llegar hasta la Tierra después da la produción de los fotones en las reacciones nucleares? Alexandre Costa- Junio 2009

16 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESTRUCTURA SOLAR Fuente: Skylab-NASA/JPL,1974 Alexandre Costa- Junio 2009

17 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESTRUCTURA SOLAR Fuente: Zeilik, M., 1995 Alexandre Costa- Junio 2009

18 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar OPACIDAD La energía asociada a un fotón gamma producido en el núcleo del Sol va a tardar hasta 1 millón de años para llegar a la fotosfera, puesto que es producido en las partes que son más interiores, donde los fotones intractuan con la materia. Alexandre Costa- Junio 2009

19 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar OPACIDAD Las interacciones de la radiación con la materia pueden ser básicamente de 4 tipos: La absorción por electrones vinculados a los núcleos (en átomos o iones), que determinan los procesos de excitación. La absorción por fotoionización de electrones, que hace que los electrones vinculados a núcleos séan ionizados después de la absorción de los fotones, quedando con cualquier valor de energía cinética. La absorción por electrones libres (ionizados), que son procesos de dispersión en los cuales un electrón libre (en las proximidades de un ión) absorbe un fotón lo que aumenta su energía cinética. La dispersión de electrones, donde el fotón se dispersa por los electrones y no es absorbido. Alexandre Costa- Junio 2009

20 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar OPACIDAD La cantidad de interacciones que un fotón experimenta durante un precurso óptico es una medida de la opacidad del medio óptico. Alexandre Costa- Junio 2009

21 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar OPACIDAD Las partes más interiores del Sol son opacas (muchas interacciones) y las partes más exteriores son transparentes. Alexandre Costa- Junio 2009

22 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar OPACIDAD DEMOSTRACIÓN Opaco e transparente. . Alexandre Costa- Junio 2009

23 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO CONTÍNUO El valor de la intensidad de la radiación emitida como función de la frecuencia que es debida al equilibrio termodinámico entre la radiación y la materia, tendrá una distribución de intensidades de radiación emitida que obedece a una distribución conocida como curva de Planck, que sólo depende de la temperatura de acuerdo con la ley de Planck. Alexandre Costa- Junio 2009

24 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO CONTÍNUO Radiación de Cuerpo Negro Lei de Wien _____ 0.290 lmax = T Fuente: Rybicki & Lightman, 1979 Alexandre Costa- Junio 2009

25 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO CONTÍNUO Máximo de la Radiación de Corpo Negro para cuerpos de diferentes temperaturas Alexandre Costa- Junio 2009

26 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO CONTÍNUO Radiación de Cuerpo Negro para estrellas de diferentes temperaturas Lei de Stefan-Boltzmann: Alexandre Costa- Junio 2009

27 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO CONTÍNUO Radiación de Corpo Negro para el Sol Alexandre Costa- Junio 2009

28 Espectro Solar ESPECTRO CONTÍNUOCuerpo Humano (T =310K) l 9.4mm

29 EXTINCIÓN Y DISPERSIÓN Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar EXTINCIÓN Y DISPERSIÓN Radiación del continuo Solar y la Visión Humana Alexandre Costa- Junio 2009

30 EXTINCIÓN Y DISPERSIÓN Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar EXTINCIÓN Y DISPERSIÓN DEMOSTRACIÓN Alexandre Costa- Junio 2009

31 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO DE ABSORCIÓN William Wollaston observa líneas negras sobre el espectro solar. Joseph Fraunhofer estudia sistemáticamente el espectro del Sol y detecta cerca de 700 líneas. Joseph Fraunhofer Alexandre Costa- Junio 2009

32 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO DE ABSORCIÓN Espectro Solar de alta resolución. Alexandre Costa- Junio 2009

33 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO DE ABSORCIÓN Los espectros pueden explicarse a través de las tres leyes que Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen descubrieran en 1860. Gustav Kirchhoff Robert Bunsen Alexandre Costa- Junio 2009

34 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO DE ABSORCIÓN Niels Bohr Alexandre Costa- Junio 2009

35 Leyes de Kirchhoff y Bunsen Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar Leyes de Kirchhoff y Bunsen Alexandre Costa- Junio 2009

36 Leyes de Kirchhoff y Bunsen Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar Leyes de Kirchhoff y Bunsen 1ª Ley - Un objeto sólido incandescente produce luz en espectro continuo. Alexandre Costa- Junio 2009

37 Leyes de Kirchhoff y Bunsen Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar Leyes de Kirchhoff y Bunsen 2ª Ley - Un gas tenue caliente produce luz con líneas espectrales en longitudes de onda discretas que dependen de la composición química del gas. Alexandre Costa- Junio 2009

38 Leyes de Kirchhoff y Bunsen Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar Leyes de Kirchhoff y Bunsen 3ª Ley - Un objeto sólido incandescente rodeado de un gas a baja presión produce un espectro continuo con huecos en longitudes de onda discretas cuyas posiciones dependen de la composición química del gas. Alexandre Costa- Junio 2009

39 Alexandre Costa- Junio 2009Espectro Solar ESPECTRO DE ABSORCIÓN Alexandre Costa- Junio 2009

40 Un apuntamiento – El color de las imágenesEspectro Solar Un apuntamiento – El color de las imágenes FeIX-FeX(171nm) FeXII(195nm) FeXV(284nm) Magnetograma HeII (304nm) Soft X-Rays

41 Alexandre Costa- Junio 2009Manchas Solares Alexandre Costa- Junio 2009

42 Alexandre Costa- Junio 2009Manchas Solares Alexandre Costa- Junio 2009

43 Alexandre Costa- Junio 2009Manchas Solares Alexandre Costa- Junio 2009

44 Alexandre Costa- Junio 2009Manchas Solares Ver Alexandre Costa- Junio 2009

45 Alexandre Costa- Junio 2009Manchas Solares Rotación Solar 21 de Noviembre 1992 22 de Noviembre 1992 23 de Noviembre 1992 24 de Noviembre 1992 Crédito de las imagens: Observatório Astronómico da Universidade de Coimbra Alexandre Costa- Junio 2009

46 Alexandre Costa- Junio 2009Manchas Solares Rotación Solar Alexandre Costa- Junio 2009

47 Muchas gracias por la vuestra atención!