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Leyes y espectros estelares de Kirchhoff

Publicado el 1 noviembre, 2020

Cómo se forman los espectros

Otra lección te explica cómo es que se forma un espectro único de una estrella gracias a su particular composición. En caso de que no haya visto ese video, no se preocupe; Te daré un breve resumen de todo.

Un fotón será absorbido o emitido cuando el electrón de un átomo pasa de un nivel de energía a otro. La longitud de onda precisa del fotón que se absorbe y emite depende de la diferencia de energía real entre los dos niveles hacia y desde los que salta el electrón. Cuando esto sucede, se forma una línea espectral y representa el salto de un electrón entre dos niveles de energía específicos.

Las combinaciones de líneas que se encuentran en el espectro de una estrella son una pista de los elementos que se encuentran en una estrella, algo parecido a una línea de código de barras vinculada a un producto específico, o crestas de huellas dactilares vinculadas a una persona única. Eso es porque cada átomo único producirá diferentes líneas espectrales.

Gracias a la comprensión de todo esto, los científicos pudieron resumir las complejidades de cómo se forman los espectros en tres leyes: las leyes de Kirchhoff. Estas leyes apuntan a diferentes tipos de espectros, que definiremos.

Un espectro continuo

La Primera Ley de Kirchhoff establece que un gas sólido, líquido o denso caliente produce un espectro continuo. Un espectro continuo es una disposición completa de colores, como la del arco iris, desprovista de líneas espectrales. Un ejemplo que puede mostrar esto sería algo así como una bombilla incandescente. Si tuviera que tomar una bombilla de luz de este tipo, encenderla y pasar su luz a través de un prisma, obtendría este arco iris de colores completo y de aspecto bonito: es un espectro continuo, así de simple.

Un espectro de línea de emisión

La Segunda Ley de Kirchhoff establece que un gas caliente y delgado produce un espectro de línea de emisión. Un espectro de líneas de emisión es un espectro con líneas espectrales brillantes yuxtapuestas contra un fondo oscuro. Un ejemplo de esto sería un letrero que usa un gas, como neón, para un letrero de neón.

Básicamente, un gas excitado, en este caso neón, emitirá fotones de sus átomos excitados. Estos fotones salen como líneas brillantes de una longitud de onda específica exclusiva del átomo que los produce, en un espectro de líneas de emisión. Debido a estas líneas brillantes, los espectros de líneas de emisión también se conocen como espectros de líneas brillantes.

Un espectro de líneas de absorción

La Tercera Ley de Kirchhoff , la más importante para nuestra lección sobre espectros de estrellas, nos dice que un gas frío delgado, frente a una fuente de espectro continuo, formará un espectro de línea de absorción. Un espectro de líneas de absorción se refiere a líneas espectrales oscuras intercaladas en un espectro continuo. Para un gas en particular, las líneas oscuras de su espectro de absorción aparecerán en las mismas longitudes de onda que las líneas brillantes de ese mismo gas en su espectro de emisión.

En este caso, es como si nuestra bombilla, de la primera ley, estuviera ahora rodeada por una nube de gas. Los átomos de ese gas absorberán fotones de longitudes de onda particulares para cada tipo de gas. Debido a que estos fotones son absorbidos, sus longitudes de onda faltan en el espectro, creando líneas oscuras. Por eso, los espectros de líneas de absorción también se denominan espectros de líneas oscuras.

Poniendolo todo junto

Lo que significan las leyes de Kirchhoff, cuando se juntan, es que si la luz blanca pasa a través de un gas, los átomos de ese gas absorberán longitudes de onda específicas de la luz blanca. Si usara un prisma o un espectrógrafo y observara la luz directamente, obtendría un espectro continuo producido por esa luz, pero uno al que le faltan ciertas longitudes de onda porque el gas que rodea esa luz está absorbiendo longitudes de onda específicas debido a los átomos. en el gas.

Sin embargo, los átomos excitados (los que han absorbido un fotón) son inestables y eventualmente irradian luz de exactamente la misma longitud de onda que absorbieron en todas las direcciones. Esto significa que alguien que no está mirando la luz rodeada por el gas de frente, alguien en un ángulo oblicuo, solo recibirá las longitudes de onda de la luz irradiada y dispersada por el gas, y nada más. Esto luego creará un espectro con un fondo oscuro, pero con líneas brillantes específicas para las longitudes de onda irradiadas por el gas.

Los espectros de la línea de emisión o de la línea de absorción vistos desde una nube de gas también dependen de factores como la temperatura. Por ejemplo, se verán líneas de absorción si el fondo es más caliente que el gas. Por el contrario, si el fondo es más frío que el gas, se verán líneas de emisión. Por lo tanto, no se trata solo de luz, sino también de temperatura.

Además, solo porque las líneas espectrales de un elemento falten en un espectro, eso no significa necesariamente que el elemento realmente falte en un objeto, como nuestro sol. Esto se debe a que si la temperatura no es la adecuada, lo suficientemente adecuada para excitar a los átomos a niveles de energía que producen líneas espectrales que podemos ver, no se mostrarán en un espectro a pesar de la presencia del átomo en el sol.

Una comprensión completa de las líneas espectrales, cómo se relacionan con la temperatura, la física, etc., está más allá del alcance de esta lección. Pero basta con decir que cuando los astrónomos han tenido en cuenta todo esto, han descubierto que casi todas las estrellas, incluido nuestro sol y la mayor parte de la materia de nuestro universo, están compuestas por un 91% de hidrógeno y un 8,9% de helio.

Resumen de la lección

La Primera Ley de Kirchhoff establece que un gas sólido, líquido o denso caliente produce un espectro continuo. Un espectro continuo es una disposición completa de colores, como la del arco iris, desprovista de líneas espectrales.

La Segunda Ley de Kirchhoff establece que un gas caliente delgado produce un espectro de línea de emisión. Un espectro de líneas de emisión es un espectro con líneas espectrales brillantes yuxtapuestas contra un fondo oscuro.

La Tercera Ley de Kirchhoff , la más importante para nuestra lección sobre espectros de estrellas, nos dice que un gas frío delgado, frente a una fuente de espectro continuo, formará un espectro de línea de absorción. Un espectro de líneas de absorción se refiere a líneas espectrales oscuras intercaladas en un espectro continuo.

Los resultados del aprendizaje

Esta lección debería enseñarle a:

  • Resume cómo se forman los espectros de estrellas
  • Parafrasea las tres leyes de Kirchhoff
  • Explica cómo la temperatura puede afectar las líneas espectrales de una estrella.

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