- Tipos de espectros
- Radiación de cuerpos negros
- Producción de espectros de línea
Tipos de espectros
Los espectros pueden simplificarse a uno de los tres tipos básicos. A continuación se muestran ejemplos sencillos en las bandas de ondas visibles.
| Tipo de espectro | Ejemplo fotográfico |
|---|---|
| Espectro continuo (o de línea oscura) |  |
| Espectro de absorción (de línea oscura) |  |
| Emisión (línea brillante) |  |
Un medio por el que se puede producir un espectro continuo es la emisión térmica de un cuerpo negro. Esto es particularmente relevante en la astronomía y se discute en la siguiente sección. Los espectros astronómicos pueden ser una combinación de líneas de absorción y emisión sobre un espectro de fondo continuo. Los ejemplos específicos se discuten en otra página.
Radiación de cuerpo negro
¿Qué da lugar a un espectro continuo? Imagina que calientas una esfera de acero sólido con un soplete. Cuando retiras el soplete puedes sentir el calor que vuelve a irradiar la esfera. Al aplicar el soplete de nuevo, la esfera recibe más energía y se calienta más. Finalmente, empieza a brillar tenuemente. Al seguir calentándola, la esfera brilla primero en rojo, luego en naranja, en amarillo y después en blanco. Si la calientas lo suficiente, puede llegar a brillar de color azul. Esta esfera se aproxima a lo que los físicos llaman un cuerpo negro.
Un radiador de cuerpo negro es un objeto teórico que absorbe totalmente toda la energía térmica que incide sobre él, por lo que no refleja ninguna luz y parece negro. A medida que absorbe energía se calienta y re-radia la energía como radiación electromagnética.
En el mundo real algunos objetos se aproximan al comportamiento de los cuerpos negros. Estos deben ser fuentes de energía térmica y deben ser lo suficientemente opacos como para que la luz interactúe con el material dentro de la fuente. Algunos ejemplos de estos objetos son los filamentos de tungsteno de las lámparas incandescentes y los núcleos de las estrellas. El espectro continuo producido por un cuerpo negro es característico y puede mostrarse como un gráfico de intensidad frente a la longitud de onda emitida. Este gráfico se denomina curva del cuerpo negro o curva de Planck, en honor al físico alemán Max Planck, que fue el primero en postular la cuantificación de la radiación electromagnética. El siguiente gráfico muestra una curva de Planck para un objeto con una temperatura efectiva de 6.000 K, la misma temperatura que el Sol.
Si observas detenidamente la curva te darás cuenta de que el objeto emite algo de radiación en todas las longitudes de onda, incluso en las bandas de onda ultravioleta e infrarroja. También debes notar que la cantidad de energía emitida no es la misma para todas las longitudes de onda y que en este caso, la longitud de onda máxima cae dentro de la región de la luz visible. ¿Qué ocurre ahora si la temperatura de la fuente del cuerpo negro es diferente? El siguiente gráfico muestra las curvas de Planck para un objeto a cuatro temperaturas diferentes, de 6.000 K a 4.000 K. Obsérvese que la longitud de onda se expresa aquí en unidades de Ångstroms. 1 Ångstrom = 0,1 nanómetros.
¿Cómo se comparan las curvas? Dos puntos clave deberían ser evidentes. En primer lugar, un objeto más caliente emite más energía en cada longitud de onda que uno más frío. En segundo lugar, cuanto más caliente es el objeto, más corta es la longitud de onda del pico de la curva. El objeto de 6.000 K alcanza claramente su pico en la parte visible del espectro, mientras que el pico del objeto de 4.000 K bordea las regiones visible e infrarroja. Como ya se ha mencionado, las estrellas se aproximan a los objetos de cuerpo negro y pueden variar en sus temperaturas efectivas desde unos 2.000 K hasta unos 30.000 K. Si se intentara representar la intensidad de dos estrellas con estos extremos en un gráfico como el de arriba, sería extremadamente difícil mostrarlas en la misma escala lineal. Si sólo quisiéramos comparar las longitudes de onda de los picos podemos trazarlas utilizando una salida de energía normalizada en la que la longitud de onda del pico de cada una corresponde a una intensidad = 1,0. Esto se muestra a continuación para seis temperaturas diferentes.
En el gráfico se puede ver claramente que una estrella de 10.000 K tendría su pico de longitud de onda en la parte ultravioleta del espectro de emisión, mientras que una estrella de 3.000 K emitiría la mayor parte de su radiación en la parte infrarroja. La forma de la curva no sólo determina la intensidad relativa de los diferentes componentes del espectro continuo producido por la estrella, sino que también determina el color de la estrella. Una estrella de 10.000 K aparece de color blanco azulado, mientras que una de 3.000 K aparece de color rojo.
Producción de espectros de línea
Los espectros de línea aparecen de dos formas, los de absorción, que muestran líneas oscuras sobre un fondo brillante, y los de emisión, con líneas brillantes sobre un fondo oscuro o negro. Estos dos tipos están de hecho relacionados y surgen debido a las interacciones mecánicas cuánticas entre los electrones que orbitan los átomos y los fotones de la luz. Cada fotón de luz tiene una frecuencia específica. La energía de un fotón es una función de su frecuencia y está determinada por:
E = hf donde f es la frecuencia del fotón, E es la energía y h es la constante de Planck (= 6,626 x 10-34J.s)