Leyes de Kirchhoff y el Espectro de Estrellas

Leyes de Kirchhoff y el Espectro de Estrellas

Hoy veremos para usted las tres leyes asociadas con los espectros y cómo se relacionan con la composición de las estrellas, así como cómo se relacionan con los átomos y las longitudes de onda.

Cómo se forman los espectros

Otra lección le explica cómo es que se forma un espectro único de una estrella gracias a su particular maquillaje. En caso de que no hayas visto ese video, no te preocupes; Te daré un resumen rápido de todo esto.

Un fotón se absorberá o emitirá cuando un átomo pase 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 a los que el electrón salta hacia y desde. Cuando esto sucede, se forma una línea espectral que 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 que se vincula a un producto específico, o las crestas de huellas dactilares se vinculan a una persona única. Eso es porque cada átomo único producirá diferentes líneas espectrales.

Gracias a la comprensión de todo esto, los científicos pudieron reducir las complejidades de cómo se conforman los espectros en tres leyes: las Leyes de Kirchhoff. Estas leyes apuntan a diferentes tipos de espectros, que estaremos definiendo.

Primera Ley de Kirchhoff: Un espectro continuo

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

Segunda Ley de Kirchhoff: Una línea de emisión de espectro

La Segunda Ley de Kirchhoff establece que un gas caliente y delgado produce un espectro de líneas de emisión. Un espectro de línea de emisión es un espectro con líneas espectrales brillantes yuxtapuestas contra un fondo oscuro. Un ejemplo de esto sería una señal que usa un gas, como neón, para una señal 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 única para el átomo que la produce, en un espectro de líneas de emisión. Debido a estas líneas brillantes, los espectros de línea de emisión también se conocen como espectros de línea brillante.

Tercera Ley de Kirchhoff: Una línea de absorción de espectro

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 línea 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 de su espectro de emisión.

En este caso, es como si nuestra bombilla, desde la primera ley, ahora estuviera 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. Es por esto que los espectros de línea de absorción también se llaman espectros de línea oscura.

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 falta en ciertas longitudes de onda porque el gas que rodea esa luz absorbe 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 esté 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 creará un espectro con un fondo oscuro, pero con líneas brillantes específicas a las longitudes de onda irradiadas por el gas.

La línea de emisión o los espectros de la línea de absorción que se ven desde una nube de gas también dependen de cosas como la temperatura. Por ejemplo, se verán líneas de absorción si el fondo está más caliente que el gas. A la inversa, si el fondo es más frío que el gas, se verán las líneas de emisión. Por lo tanto, no se trata solo de la luz, sino también de la temperatura.

Además, solo porque las líneas espectrales de un elemento faltan en un espectro, eso no significa necesariamente que el elemento falte realmente en un objeto, como nuestro sol. Esto se debe a que si la temperatura no es la correcta, lo suficiente como para excitar los átomos hasta los niveles de energía que producen las 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 baste decir que cuando los astrónomos han tomado todo esto en consideración, han descubierto que casi todas las estrellas, incluido nuestro Sol y la mayoría de la materia en nuestro universo, están compuestas por un 91% de hidrógeno y un 8,9% de helio.

Resumen de las leyes de Kirchhoff

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

La Segunda Ley de Kirchhoff establece que un gas caliente y delgado produce un espectro de líneas de emisión. Un espectro de línea 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 línea de absorción se refiere a líneas espectrales oscuras intercaladas en un espectro continuo.

Siguiente >

Articulos relacionados a la energia