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Radiación de luz                                


1)  La salida del sol ilumina el paisaje con luz visible (e invisible).

Los rangos de luz visible van desde el rojo al amarillo y del verde al azul y violeta. Newton fue el primero en descubrir que la luz blanca es una mezcla de todos los colores. La luz blanca se puede dividir en sus colores componentes por difracción a través de un prisma, el cual 'curva’ cada color en paquetes diferentes. En astronomía, a menudo se utiliza una red de difracción, dado a que las pequeñas o tenues fuentes de luz sufren menos pérdida de energía en la reflexión de una superficie dura y regular, que lo que pierde viajando a través de un prisma de cristal.


2) La luz blanca se puede separar en sus colores componentes mediante la reflexión desde una rejilla de metal plana y finamente estriada, cortesía de la NASA, Jet Propulsion Laboratory


Pasado el tiempo, Maxwell, que fue quien definió las ecuaciones del campo electromagnético, demostró que la luz se compone, en realidad, de ondas electromagnéticas (EM). Cada color de la luz visible tiene una frecuencia característica y una longitud de onda. Como ocurre con todas las ondas, el producto de la frecuencia y la longitud de onda nos da la velocidad de la misma. Obviamente, la luz viaja a la velocidad de la luz, pero Maxwell fue capaz de usar sus ecuaciones para demostrar que todas las ondas electromagnéticas viajan a la velocidad de la luz, por lo que la luz también debe ser una onda electromagnética.

La luz visible representa sólo una pequeña parte de todas las frecuencias posibles o longitudes de onda. El conjunto se conoce como espectro electromagnético.

El espectro                                                                 

Aunque el espectro es continuo, cada región del espectro denomina un determinado tipo de onda para esa parte del espectro.

Comenzando con los de menor frecuencia, las de más larga longitud de onda, el espectro se extiende desde las ondas de radio pasando por las microondas (como la de los hornos), la radiación de terahercios (un desarrollo reciente en las comunicaciones militares), la infrarroja (como en los calentadores), el espectro visible (rojo, naranja, amarillo, verde, azul, índigo, violeta), la ultravioleta (para el bronceado y las lámparas forenses, análisis de materiales), los rayos X (imágenes internas médicas), y hasta los rayos gamma (tratamientos contra el cáncer).

El espectro se muestra en el diagrama siguiente. Nótese que el espectro visible es sólo una pequeña parte de todo el espectro. Cuando se formuló el modelo la gravedad, los científicos sólo podían ver desde el cielo la luz visible.


3) Diagrama del espectro electromagnético, con imágenes de la Nebulosa del Cangrejo que muestra cómo sería "mirar" si pudiéramos ver más allá de los límites de la gama de luz que la sensibilidad de nuestros ojos nos permite, cortesía de la NASA.

En el siglo XX, y especialmente desde el comienzo de la era espacial en la década de 1950, se han ido desarrollando instrumentos que permiten a los científicos detectar prácticamente todas las longitudes de onda. La cantidad de información disponible se ha ido incrementando de manera exponencial. Las observaciones a menudo son algo sorprendentes, porque lo que se ve en el espectro visible no tiene siquiera parecido con lo que encontramos en otras longitudes de onda.


4) Espectro de radiación electromagnética, donde se detalla la región de luz visible. Crédito de la imagen: Wiki Commons.


5) Júpiter, tal como se ve en longitudes de onda ópticas (en escala de grises), junto a sus auroras radiantes de la invisible radiación de rayos X (mapeado en violeta, como "falso color", aparece visible para nosotros). Crédito de la imagen: NASA / Chandra X-ray Telescope.

La radiación                                                    

La radiación es el proceso por el cual un cuerpo emite energía, transmitida a través de un medio o por el espacio, y finalmente absorbida por otro cuerpo. Los cuerpos que emiten y los que absorben pueden ser tan pequeños como los átomos individuales o las partículas subatómicas, como los electrones.

Las ondas electromagnéticas son el medio a través del cual la energía se transmite. En otras palabras, toda radiación es electromagnética.

Esto significa que el modo de transmisión de la radiación implica la oscilación eléctrica y los campos magnéticos, que transportan la energía de forma similar a las vibraciones de una cuerda que transportan la energía a lo largo de ella. Puesto que la velocidad de transmisión de energía vibratoria es constante en un medio dado, y ese valor es igual a la frecuencia de ondas vibratorias por la longitud de onda (frecuencia por longitud de onda = velocidad), si se conoce la frecuencia uno puede resolver la longitud de onda de esa frecuencia, y viceversa.

El espectro representa el rango de posibles frecuencias o de longitudes de onda de la radiación. Conforme la frecuencia aumenta, la cantidad de energía transportada por la onda también aumenta, en proporción a la frecuencia. La radiación ionizante es aquella que transporta energía suficiente para ionizar los átomos. En términos generales, las frecuencias de radio no tienen energía suficiente para hacer esto, mientras que la ultravioleta, los rayos X y la radiación de rayos gamma sí pueden ionizar. La energía de ionización varía con los diferentes elementos y moléculas.


La radiación se emite doquiera que una partícula cargada experimenta una aceleración. Recordando que un cambio de dirección es también una aceleración, debido a que la dirección de la velocidad está cambiando, entonces, cada partícula cargada que experimenta un cambio de dirección está emitiendo radiación.


6) Esquema de la radiación de un electrón en aceleración.

Las teorías actuales explican esta emisión en términos de la emisión de un fotón, o paquete de energía. Un fotón no tiene masa, sino que transporta la energía radiada en forma de ondas electromagnéticas. Un fotón se comporta como una onda o como una partícula. El qué puede ser más significativo, dependerá de las circunstancias.

En resumen:
  •     La radiación es emitida por todas las partículas cargadas ssometidas a la aceleración.
  •     Toda radiación implica ondas electromagnéticas.
  •     La radiación transmite energía.
  •     El espectro representa un rango de frecuencias posibles o longitudes de onda de la radiación.

La radiación térmica                                               

La radiación térmica es la radiación emitida desde una superficie de un cuerpo o una región de partículas debido a la temperatura del cuerpo o de la región.

La temperatura es una medida de la energía térmica contenida en un cuerpo. La energía térmica provoca que las partículas cargadas dentro de los átomos del cuerpo vibren de una manera aleatoria. Por lo tanto, emiten radiación en un rango de frecuencias. De manera similar, una región de plasma puede tener una temperatura.

Una proporción de esta radiación es emitida desde la superficie del cuerpo o de la región en forma de calor (radiación infrarroja). En realidad, toda materia con cualquier movimiento térmico interno irradia energía electromagnética: cuanto más fría es, tanto mayor será la longitud de onda que irradia. El frío polvo interestelar irradia terahercios, o una radiación de longitud de onda sub-milimétrica, partiendo de una temperatura de sólo unos 10 grados Kelvin.


7) El hemisferio frío durante la noche fría de Saturno, fotografiado con radiación infrarroja por el espectrómetro de cartografía térmico-óptica de Cassini, en 2006. Imagen cortesía de NASA / JPL / Cassini Imaging Team.

Debido a la naturaleza aleatoria de las vibraciones sobre un gran número de partículas, la radiación emitida tendrá un rango de frecuencias, o longitudes de onda. El análisis estadístico muestra que, en una situación ideal, la energía emitida en cualquier longitud de onda es una función de dicha longitud de onda. Esto se conoce como la Ley de Planck tal como muestra gráfico más abajo para un intervalo de temperaturas. La radiación emitida en esta situación ideal se conoce como radiación de cuerpo-negro (Blackbody), que simplemente significa que tiene el patrón de distribución que se esperaría de un emisor perfecto en equilibrio térmico. (Fuente diagrama: "Wikipedia, del artículo Blackbody).


8)  La radiación cuerpo negro ideal para 3 temperaturas, mostrando que el pico emitido de la longitud de onda se desplaza hacia frecuencias más altas (longitudes de onda más cortas) al aumentar la temperatura. Crédito de la imagen: Wiki Commons

Los gráficos muestran que para cualquier temperatura hay una longitud de onda a la cual se emite la mayor cantidad de energía. Conforme la temperatura aumenta, la longitud de onda del pico de energía disminuye. Esto está definido por otra ley, conocida como Ley de Wien. Note que la línea roja tiene una temperatura más baja y todavía menos el área bajo su curva que la línea caliente de color azul.

El área bajo cualquier curva de temperatura nos da la cantidad total de energía emitida a esa temperatura, por unidad de área. La energía total emitida por unidad de área depende solamente de la temperatura. Esto se conoce como la Ley de Stefan-Boltzmann.

Si el patrón de radiación emitida desde cualquier fuente se distribuye en la forma dada por la Ley de Planck, entonces se aume que la emisión se debe a movimientos térmicos aleatorios de partículas en la fuente. Se dice entonces que la radiación es térmica. Esto significa que la radiación tiene una distribución de longitudes de onda, o frecuencias, que provienen de vibraciones aleatorias térmicas de partículas. La radiación misma es radiación electromagnética como cualquier otro tipo de radiación.

Si nos encontramos con que dicha radiación es térmica, entonces podemos determinar la temperatura de la fuente comparando la curva de radiación emitida con las curvas ideales de "cuerpo-negro". Y esto quiere decir que podemos determinar la temperatura de los objetos distantes, en tanto que la radiación emitida sea térmica. Se ha descubierto que las estrellas tienen un espectro que se aproxima a una distribución de cuerpo-negro, así pues, del color de la temperatura de las estrellas se pueden inferir sus espectros.

La radiación no térmica es simplemente una radiación que no se emite por un patrón térmico. Por lo tanto, debe ser generada por otros métodos, distintos a los aleatorios movimientos de temperatura inducida de las partículas en un sistema en equilibrio térmico.

Y esto no significa que la temperatura no pueda desempeñas su parte en la causa de otros patrones de radiación, se trata, simplemente, que el sistema o el cuerpo que emite la radiación no se encuentra en equilibrio térmico. Dicho de otra manera, la energía se intercambia con el sistema, así que su temperatura está cambiando con el tiempo. Esto altera el patrón ideal de la radiación de cuerpo-negro y significa que no es posible asignar una temperatura al cuerpo.

Alternativamente, la radiación puede ser emitida por partículas individuales sometidas a la aceleración causada por otros medios que colisionan aleatoriamente con otras partículas.

La radiación óptica del cosmos                                        

La radiación del cosmos es común en las longitudes de onda visibles y de radio. En la región óptica, la mayoría de la radiación es generada por electrones que saltan a nuevas órbitas dentro de un átomo (transiciones de enlace-enlace), los electrones libres se recombinan con los iones para formar átomos neutros (transiciones de enlace-libre), y electrones desacelerados por la interacción con otro material (radiación libre-libre).

Las transiciones de enlace-enlace son una fuente tanto de líneas de emisión como de líneas de absorción en el espectro. Cada elemento químico tiene un rango de energías asociadas con la gama de posibles órbitas de los electrones alrededor del núcleo en ese elemento. Cuando un electrón salta de una órbita a otra, la energía en forma de radiación es absorbida o emitida. La energía representa la diferencia de las energías orbitales, y así se define con precisión para cada posible salto entre niveles.

Debido a que la energía de un fotón es proporcional a su frecuencia, estas diferencias de energía se traducirán en una radiación con un conjunto definido de frecuencias para cada elemento. Si se traza la energía de radiación emitida desde un elemento, para cada frecuencia del espectro, entonces habrán agudos picos en el gráfico de estas frecuencias. Esto se conocen como líneas de emisión en el espectro.

Por otro lado, si la luz con un amplio rango de frecuencias pasa a través de un medio que contiene ciertos elementos o moléculas, estos elementos estarán para absorber energía en sus frecuencias características. El espectro resultante perderá esas frecuencias y aparecerán las líneas oscuras. Esto se conoce como líneas de absorción.


9) La más baja, la luz principal amarilla de la línea de emisión de sodio, desde átomos de sodio calientes. Lo de arriba es un espectro de absorción, donde la luz desde una fuente semejante al cuerpo-negro (tal puede ser una estrella), ha pasado a través de un volumen de espacio que contiene sodio en su camino hacia el observador, o instrumento de imágenes. La línea negra es donde los átomos de sodio han absorbido la luz, preferentemente a esa frecuencia, dejando una línea oscura de ese "color". Imagen cortesía de ThinkQuest (www.thinkquest.org), financiado por la Fundación Oracle Education

Aquí hay una introducción a la radiación de cuerpo-negro, las líneas de absorción y la radiación continua. Y aquí hay más para explorar el más amplio contexto de la espectroscopia.

Como ejemplo, si un elemento se calienta en el interior de una estrella, entonces emitirá su radiación característica, que podremos detectar como líneas de brillante emisión en la Tierra. Por otro lado, si la luz de banda ancha ha pasado a través de un medio absorbente entre el observador y la fuente de luz, entonces podemos determinar los elementos de ese medio, mediante la búsqueda de las líneas oscuras de absorción.

Las transiciones de libre-enlace se producen cuando los electrones son capturados por los iones y conllevan la liberación de energía al producirse la recombinación. La cantidad de energía liberada depende del elemento formado y de la órbita que ocupa el electrón. Al igual que en la transición de enlace-enlace, ciertas frecuencias llegan a dominar.

La radiación libre-libre se produce cuando los electrones experimentan una colisión sin capturar ningún ion o partícula de polvo cargada del plasma. La trayectoria del electrón se cambiará a medida que pase cerca de la otra partícula, por tanto emitirá radiación, y algo de ella puede estar en el espectro visible.

La radiación de radio del cosmos                                    

Las longitudes de onda de radio son importantes porque muchas ondas de radio pueden penetrar la ionosfera de la Tierra y, de esta manera, ser detectadas por los radiotelescopios terrestres.


10) El Radiotelescopio Array en New South Wales, Australia. Crédito de la imagen, Universidad de Waikato, Commonwealth Scientific y la Industrial Research Organisation (CSIRO)

Parte de la radiación de radio del cosmos es el resultado de la conducta colectiva de un gran número de electrones en un plasma. Si el plasma es lo suficientemente denso, entonces los electrones pueden oscilar colectivamente, con una frecuencia conocida como frecuencia del plasma, que sólo depende de la densidad de los electrones en la región. Estas oscilaciones generan radiación en la forma habitual.


11) El Sol, como se ve (en falso color) tiene a una frecuencia de ondas de radio de 1,4 GHz, con fuertes emisiones en las regiones activas en el cinturón ecuatorial solar. Imagen cortesía del Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO / AUI)

Este tipo de radiación, a menudo se produce cuando un haz de electrones, como la que podría ser generada por la aceleración a través de una doble capa, por ejemplo, pasa a través de una región de plasma neutral.

Hay otros mecanismos de generación de frecuencia para la radiación  de radio cuando un campo magnético está presente. Estos incluyen la radiación de ciclotrón (donde los electrones tienen velocidades no relativistas), radiación magneto-Bremsstrahlung (donde los electrones tienen una velocidad ligeramente relativista), y la radiación sincrotrón (donde los electrones tienen velocidades relativistas).

La radiación sincrotrón es producida por los electrones en espiral a lo largo de la dirección de un campo magnético, tal como ocurre en las corrientes de Birkeland (imagen de arriba). La aceleración centrípeta provoca la radiación. De nuevo, la radiación puede ocurrir en todas las frecuencias y a través de todo el espectro.

En astrofísica, la emisión no térmica de radio es, en la mayoría de los casos, la radiación de sincrotrón. Esto es cierto para las emisiones de radio galaxias, supernovas, radio galaxias dobles y cuásares. Además, el Sol y Júpiter producen esporádicamente emisiones de sincrotrón.

La emisión de sincrotrón puede generar frecuencias ópticas, como las que se ven en la nebulosa del Cangrejo y en la M87 'jet'. La Nebulosa del Cangrejo (vídeo corto de YouTube) también emite cantidades de rayos X de radiación de sincrotrón.

El análisis de un espectro sincrotrón puede darnos información sobre la fuente de electrones relativistas, lo que pueden influir sobre el origen de los rayos cósmicos, rayos X y los rayos gamma del espacio. La radiación sincrotrón, a su vez, evidencia la existencia de extensos campos magnéticos en el espacio y de la conversión, almacenamiento y liberación de grandes cantidades de energía en plasmas cósmicos, incluyendo los chorros galácticos. Para un explorador interesado, hay más información sobre la radiación de sincrotrón aquí.

Los puntos Z-pinch también puede generar radiación sincrotrón como resultado de la fuerza v x B.

La radioastronomía, pues, amplia la gama de información disponible para nosotros, mucho más allá de los telescopios visuales. La detección de los espectros de más alta energía, como los rayos X, pueden asumir este conocimiento para etapas ulteriores.


12) La galaxia activa Centaurus A (NGC 5128), imagen compuesta en sub-milímetros (plumas de radio, de color anaranjado), visible (blanco) y de rayos X (azul). El diámetro de la galaxia es de unos 200.000 años luz, en una distancia estimada de 10 millones de años luz. Crédito: X-ray: NASA/CXC/Cfa/R. Kraft et al.: sub-millimeter: MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al. Optical: ESO/WFI

Un breve vídeo de la NASA de esta galaxia está aquí, aunque la UE no especula sobre los agujeros negros que causan chorros galácticos y su radiación resultante.

En todos los casos nos encontramos con que los plasmas, y las corrientes eléctricas dentro de ellos, son excelentes emisores de radiación, porque, tal como hemos visto, la electricidad en el plasma es extremadamente buena para acelerar partículas cargadas, a través de los campos eléctricos y de las capas dobles, cuyas partículas emiten entonces la radiación. Un interesante artículo de investigación al respecto, publicado en arXiv .


13) Las arcadas de los filamentos de plasma solar en la corona inferior del Sol, se revelan por la luz ultravioleta en los instrumentos de TRACE, cortesía de la TRACE Picturebook, la NASA.

Esta producción eficiente de la radiación mediante los mecanismos eléctricos, parece ser una fuente mucho más probable de la mayor parte de la radiación detectada en el espacio, que son enormes cantidades de materia oscura y de materia súper-densa, necesaria para explicar la aceleración de partículas utilizando sólo la gravedad.

Por supuesto, la "reconexión magnética", la supuesta ruptura y reconexión de las líneas de campo magnético, también se invocan a menudo para explicar este tipo de pruebas en el modelo de gravedad. Como hemos visto, esto es simplemente imposible, porque las líneas de campo magnético no tienen una existencia física más allá de la que tienen las líneas de longitud.


- Referencia: ThunderBolts.info, 30 de marzo 2012, por Bob Johnson - Jim Johnson
- Artículo original “Essential Guide to the EU – Chapter 11”

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