unidad1

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ASTROFISICA
Estudio de la física del universo
El término astrofísica se refiere al estudio de la física del universo.
Surge por la necesidad de dar explicación física a las observaciones
astronómicas.
Los elementos que forman los "objetos celestes" son los mismos que
conforman la Tierra, y las mismas leyes de la física se aplican a ellos, entonces
la astrofísica es una aplicación de la física a los fenómenos observados por la
astronomía.
“Una profunda curiosidad científica, entendiendo 
que la Astronomía es una ciencia natural exacta y 
sus fundamentos son la física y las matemáticas. 
La preparación universitaria requiere mucha 
dedicación y estudio, pero el premio es la 
oportunidad de participar en nuevos 
descubrimientos que pueden revolucionar las 
actuales ideas sobre el Universo y la física”
 Wolfgang Gieren (Univ. De Concepcion, Chile)
 Distancias
 Temperaturas
 Magnitudes
 Masas
 Radios
 Composición química
 Evolución
¿Como podemos estudiar cosas como 
TEMPERATURAS, TAMAÑO, MASAS, COMPOSICIÓN QUÍMICA, 
EVOLUCIÓN ?
ANALIZANDO LA LUZ O RADIACIÓN 
ELECTROMAGNÉTICA QUE NOS LLEGA DE 
ELLOS
Pero …. como debemos analizarla?...Como se comporta la luz ? 
onda Partícula
La luz tiene una naturaleza dual: A veces se comporta como onda otras como
partícula dependiendo de las circunstancias
Propagación de la Luz
 En el vacío, la luz viaja a: c= 2.99792458 x 10 8 m/s
 El número de arriba se acepta ahora como un valor estándar
 En un medio material la velocidad efectiva de la luz es menor, 
y se establece en función del índice de refracción del medio. 
 La propagación de la luz es afectada por el fenómeno de 
la refracción, la reflexión, la difracción, y la interferencia.
 En los sistemas ópticos, el comportamiento de la luz se 
caracteriza en términos de su vergencia : c= 3 x 10 8 m/s
La Luz es una forma de radiación electromagnética visible a nuestros ojos
Como tal está definida por una FRECUENCIA () y una LONGITUD DE ONDA ()
Estos dos parámetros no son independientes y se relacionan por: 
C =  λ
c = velocidad de la luz: 300000 km/s
Cada ciclo de la onda se repite en intervalos separados por una longitud de onda 
La frecuencia mide el número de estos ciclos que ocurren cada segundo.
En la luz, la longitud de onda determina el color de la luz (λverde es de 550 
nanometros ó 5500 A) 
La luz como una onda
La luz se comporta como onda cuando se producen los efectos de interferencia y 
difracción. Esto ocurre por ejemplo cuando dos ondas se encuentran en el mismo
lugar y como resultado se anulan en unas partes y se refuerzan en otras,
formando así un patrón característico de interferencia
UNIDADES de λ y Ʋ
[λ] en cm, nm (nanómetros) (10-9 m), Å (10-10 m)
[Ʋ] en ciclos por segundo = s–1 (1herzt = 1s–1)
 La luz que incide sobre una superficie, en general, se verá reflexion. El ángulo 
de incidencia es igual al ángulo de reflexión y a esto se le llama " ley de la 
reflexión ".
La ley de la reflexión da la imagen reflejada en un espejo plano en el que la 
distancia de la imagen detrás del espejo es el mismo que la distancia del 
objeto en frente del espejo.
REFRACCION
Cuando la luz atraviesa la superficie de separación entre dos medios, por ejemplo del aire al 
agua, sufre una desviación en su trayectoria. Este fenómeno se conoce como refracción y se 
describe cuantitativamente por la “Ley de Snell”
En la refracción, el rayo incidente y el refractado están en el mismo plano y en lados
opuestos de la normal a la superficie. Entonces, se cumple la ley de refracción:
Ley de la 
refracción: 
Ley de Snell
donde ni es el índice de refracción del medio y se define como el cociente entre 
la velocidad de la luz en el medio (v) y la velocidad de la luz en el vacío (c).
 Otra de las propiedades ondulatorias de la luz es la “interferencia”. Esto 
ocurre por ejemplo cuando dos ondas se encuentran en el mismo lugar y 
como resultado se anulan en unas partes y se refuerzan en otras, formando 
así un patrón característico de interferencia.
Difracción
 Cuando el haz de luz blanca pasa a través de un prisma o una red de 
difracción se separa en sus componentes de acuerdo a la longitud de onda
El Espectro Electromagnético
A muy altas energías, por ejemplo cuando la luz puede interactuar con un átomo, se 
observan comportamientos muy diferentes. 
La luz se comporta como una partícula golpeando electrones y sacándolos fuera del 
átomo (efecto fotoeléctrico)
A esta partícula elemental se le llama fotón. 
El fotón se puede entender como un paquete de energía electromagnética, o luz. 
Esto fue propuesto por Albert Einstein para explicar el efecto fotoeléctrico.
La luz como partícula
Fotón
Características:
 no tiene carga
 no tiene masa en reposo
 se mueve en el vacío a la velocidad de la luz c
La teoría corpuscular estudia la luz como si se tratase de un torrente 
de partículas sin carga y sin masa llamadas fotones, capaces de 
transportar todas las formas de radiación electromagnética
La energía de la luz se emite en forma de ondas, pero 
también es fácilmente visualizado en términos de 
corpúsculos de luz o fotones. 
El fotón presenta tanto propiedades corpusculares 
como ondulatorias. 
Se comporta como una onda en fenómenos como la 
refracción que tiene lugar en una lente, o en la 
cancelación por interferencia destructiva de ondas 
reflejadas
Se comporta como una partícula cuando interacciona 
con la materia para transferir una cantidad fija de 
energía
¿Qué es una corriente eléctrica? ¿Cómo se propaga la 
luz? ¿Cuál es la causa del magnetismo? 
Teoría del Electromagnetismo
LA CARGA ELÉCTRICA: Origen de los fenómenos electromagnéticos: Es una 
propiedad de las partículas elementales que las hace atraer (si tienen signos 
opuestos) o repeler (si tienen signos iguales)
El Campo Eléctrico es una manera de representar la 
fuerza que sentiría una carga cercana a otra carga.
El campo eléctrico asociado a una carga aislada o a un conjunto de cargas es 
aquella región del espacio en donde se dejan sentir sus efectos. Así, si en un 
punto cualquiera del espacio en donde está definido un campo eléctrico se
coloca una carga de prueba o carga testigo, se observará la aparición de fuerzas
eléctricas, es decir, de atracciones o de repulsiones sobre ella.
Cargas en 
movimiento 
producen la 
corriente eléctrica 
La corriente eléctrica 
genera campos 
magnéticos
Líneas mostrando el campo magnético de un imán de barra, producidas por 
limaduras de hierro sobre papel 
Es un fenómeno natural originado por los movimientos de metales líquidos en el 
núcleo del planeta y está presente en la Tierra y en otros cuerpos celestes como 
el Sol. 
http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Geomagnetisme.svg
http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Geomagnetisme.svg
Cargas aceleradas producen ondas electromagnéticas. Durante la 
propagación de la onda, el campo eléctrico (rayas rojas) oscila en un eje 
perpendicular a la dirección de propagación. El campo magnético (rayas 
azules) también oscila pero en dirección perpendicular al campo 
eléctrico.
•La naturaleza de las ondas electromagnéticas consiste en la 
propiedad que tienen el campo eléctrico y magnético de 
generarse mutuamente cuando cambian en el tiempo. 
•Las ondas electromagnéticas viajan en el vacío a la velocidad 
de la luz y transportan energía a través del espacio. La cantidad 
de energía transportada por una onda electromagnética 
depende de su frecuencia (o longitud de onda): entre mayor su 
frecuencia mayor es la energía:
E = h 
donde E es la energía, h es una constante (la constante de 
Plank) y  es la frecuencia. 
(Esta ecuación la estudiaremos en detalle mas adelante)
Ejemplos de ondas electromagnéticas 
1. Las señales de radio y televisión
2. Ondas de radio provenientes del centro de la Galaxia 
3. Microondas generadas en los hornos microondas 
4. Radiación Infraroja provenientes de cuerpos a temperatura ambiente5. La radiación Ultravioleta proveniente del Sol, de la cual los bloqueadores 
solares nos protege la piel de sus efectos dañinos
6. Los Rayos X usados para tomar radiografías del cuerpo humano 
7. La radiación Gama producida por núcleos radioactivos 
La única distinción entre las ondas de los ejemplos citados 
anteriormente es que tienen frecuencias distintas (y por lo 
tanto la energía que transportan es diferente) 
RESUMIENDO EL MOVIMIENTO EN CAMPO 
ELECTROMAGNÉTICO:
λ = Wavelength = longitud de onda 
c = velocidad de la luz
El espectro electromagnético está constituido por todos los posibles niveles de 
energía que la luz puede tomar. Hablar de energía es equivalente a hablar de 
longitud de onda; luego, el espectro electromagnético abarca, también, todas las 
longitudes de onda que la luz pueda tener. El espectro electromagnético se divide 
en regiones espectrales, clasificadas según los métodos necesarios para generar y 
detectar los diversos tipos de radiación. Es por eso que estas regiones no tienen 
una frontera definida y existen algunos solapamientos entre ellas 
Es la porción del espectro que el ser humano es capaz de ver. Esta región, comprende
longitudes de onda desde los 380 nm (3800 Å) hasta los 780 nm (7800 Å). 
La luz de cada una de estas longitudes de onda es percibida por el ojo humano como 
un color diferente, por eso, en la descomposición de la luz blanca en todas sus 
longitudes de onda, por prismas o por la lluvia en el arco iris, el ojo ve todos los colores. 
El Espectro Visible
Valores de onda de los colores.
Color
Rojo
Naranja
Amarillo
Verde
Azul
Violeta

4,6 x 10 14 cs/seg
5,0 x 1014 cs/seg
5,2 x 1014 cs/seg
5,7 x 1014 p/seg
6,4 x 1014 cs/seg
7,3 x 1014 cs/seg
λ
6.500 Å
6.000 Å
5.800 Å
5.200 Å
4.700 Å
4.100 Å
Å = “Angstrom” = 0,0001 micrones = 0,00000001 cm
1 Å = 10-10 m
Esquema de un espectrógrafo - Adosado a un 
telescopio
1. Por qué el cielo es oscuro al anochecer?
2. Por qué se produce el arco iris?
3. Por qué el cielo es azul?
4. Por qué se producen coronas coloreadas 
alrededor de la luna a veces?
PERO, ¿POR QUÉ NO VEMOS TODAS LAS RADIACIONES?
LAS ESTRELLAS EMITEN EN TODAS LAS LONGITUDES 
DE ONDA, ¿QUÉ PASA QUE NO NOS LLEGAN TODAS A 
NOSOTROS?
¿CÓMO ACTÚA LA ATMÓSFERA TERRESTRE?
“La atmósfera terrestre es un gran obstructor”
Trabajo de Investigación Bibliográfica
Buscar en la bibliografía datos referidos a la
atmósfera terrestre .
Composición, efectos , fenómenos y
consecuencias de dichos fenómenos que se
producen en ella.
Consultar si es necesario - Va al parcial
 Línea superior: espectro tomado a gran altura 
 Línea inferior: espectro desde Tierra
La atmósfera es un gran obstructor de la radiación 
electromagnética
1) Radiacion con   3300 Å NO LLEGA AL SUELO (LA 
ATMÓSFERA LA ABSORBE)
2)Radiación con  > 10000 Å NO LLEGA AL SUELO (EL 
VAPOR DE AGUA LA ABSORBE)
LA ATMÓSFERA SÓLO PERMITE EL PASO DE 
RADIACIONES ELECTROMAGNÉTICAS ENTRE 3300 Y
9000 Å  VENTANA ÓPTICA
LA ATMÓSFERA VUELVE A SER TRANSPARENTE 
DESDE 1 cm HASTA 1500 cm  VENTANA DE 
RADIOFRECUENCIA
O SEA QUE, A NIVEL DEL SUELO, DONDE SE ENCUENTRAN 
LOS “OBSERVATORIOS TERRESTRES”, SÓLO LLEGAN 
RADIACIONES ELECTROMAGNÉTICAS CON LONGITUDES DE 
ONDA ENTRE:
3300 Å    9000Å
1 cm    1500 cm
EL RESTO DEL ESPECTRO NO LO OBSERVAMOS POR 
ABSORCIÓN DE NUESTRA ATMÓSFERA, LO HACEMOS CON 
INSTRUMENTOS COLOCADOS FUERA DE LA ATMÓSFERA 
(SATÉLITES, HUBBLE, etc.)
ÉSTO NOS BENEFICIA EN NUESTRA VIDA
1) LOS RAYOS x Y LOS ULTRAVIOLETAS NOS DESTRUIRÍAN 
EN POCO TIEMPO
2) LA IONOSFERA BLOQUEA LAS RADIONDAS Y ASÍ SE 
PERMITEN LAS COMUNICACIONES DE LARGO ALCANCE
La Extinción en la Atmósfera Terrestre
La atmósfera representa una pantalla de enormes consecuencias para la 
observación astronómica. La radiación de los astros es absorbida y sólo 
pasa una fracción muy pequeña
Del espectro electromagnético sólo puede detectarse radiación 
óptica, radio, e infrarroja.
Rayos γ y Rayos X no pueden observarse desde Tierra.
La radiación se absorbe por varios procesos atómicos y 
moleculares.
La atmósfera tampoco permite el paso de partículas de 
diferentes energías, partículas cósmicas. 
Las partículas chocan con las moléculas de aire. 
Las colisiones producen muchas partículas secundarias 
que pueden ser detectadas.
El Seeing
La atmósfera no es estática y es estratificada verticalmente.
Está en constante movimiento. Hay turbulencia en pequeña escala.
Hay dos efectos:
Variaciones en la masa de aire a lo largo de la visual produce 
fluctuaciones en la intensidad .
Variaciones en el índice de refracción a lo largo de la visual causan 
variaciones en la posición de la imagen.
La turbulencia de pequeña escala en la atmósfera hace que la imagen 
bailotee rápidamente al azar sobre una escala de pocos segundos.
Se produce entonces un disco de seeing en lugar de 
una imagen puntual.
Cuando la luz pasa a través de la atmósfera se distorsiona por turbulencia. 
Esa turbulencia borronea las imágenes producidas por el telescopio. 
Por esta razón los astrónomos colocan sus telescopios en lugares remotos y 
altos, con atmósferas estables. 
Optica Adaptable - Enderezando la luz perturbada
¿No son los cuerpos y la luz 
convertibles entre sí ?
Newton, Óptica (1730) 
En 1905 Einstein escribió: 
“¿Depende la inercia de un cuerpo 
de su energía?”
“La masa de un cuerpo es una medida de su cantidad de
energía; si la energía varía como E, la masa varía en el mismo
sentido en m = E/c2”.
Equivalencia entre masa y energía
Equivalencia entre masa y energía
La ecuación más popular de Einstein nos dice: 
 la energía en cualquiera de sus formas posee una masa
equivalente definida por:
2
E
m
c

 
2
E
m
c

 cualquier variación de la energía de un cuerpo implica una
variación correspondiente de su masa inercial, dado por:
La ecuación más popular de Einstein nos dice: 
 la energía en cualquiera de sus formas posee una
masa equivalente definida por:
2
E
m
c

 
2
E
m
c

 cualquier variación de la energía de un cuerpo
implica una variación correspondiente de su masa
inercial, dado por:
1859/60
Kirchhoff introdujo la 
noción de un cuerpo 
perfectamente negro 
o simplemente 
cuerpo negro
“cuerpo que absorbe 
toda la radiación 
que cae sobre él “
Emisión de la radiación electromagnética
Cuerpo Negro
La superficie de un cuerpo negro es un caso límite, un objeto teórico
o ideal, en el que toda la energía incidente desde el exterior es 
absorbida, y toda la energía incidente desde el interior es emitida.
Un cuerpo negro se puede sustituir con gran aproximación 
por una cavidad con una pequeña abertura. La energía 
radiante incidente a través de la abertura, es absorbida
por las paredes en múltiples reflexiones y solamente una 
mínima proporción escapa (se refleja) a través de la abertura. 
Podemos por tanto decir, que toda la energía incidente es absorbida.
No existe en la naturaleza un cuerpo negro 
CUERPO NEGRO
Se refiere a un objeto o sistema que absorbe toda la radiación incidente sobre él, y 
re-irradia energía que es característica solamente de este sistema radiante, no 
dependiendo del tipo de radiación que incide sobre el. 
La energía radiada puede considerarse que está producida por ondas estacionarias 
o modos resonantes de la cavidad que está irradiando
Nada de la radiación incidente se refleja o pasa a través del cuerpo negro. 
A pesar de su nombre, el cuerpo negro emite luz y constituye un modelo ideal 
físico para el estudio de la emisión de radiación electromagnética. 
La luz emitida por un cuerpo negro se denomina radiación de cuerpo negro 
• Cualquier cuerpo a una cierta temperatura emite radiación en todas las 
longitudes de onda.
• El cuerpo negro es un emisor y receptor de energía perfecto
•La energía radiante emitida desde el cuerpo negro por unidad de
superficie, en la unidad de tiempo y por unidad de intervalo de longitud
de onda,tiende a cero para longitudes de onda muy cortas y muy largas,
y presenta un sólo máximo a una longitud de onda que depende de la
temperatura.
Lámpara Incandescente (máx. 2900 oK ) Sol (máx. 5800 
oK)
Las estrellas se estudian en muchas ocasiones como cuerpos negros, 
aunque ésta es una aproximación muy mala para el estudio de sus fotosferas. 
La radiación cósmica de fondo de microondas proveniente del Big Bang se comporta 
como un cuerpo negro casi ideal. 
La energía radiante emitida desde el cuerpo negro por unidad de superficie, en la unidad de
tiempo y por unidad de intervalo de longitud de onda, tiende a cero para longitudes de onda
muy cortas y muy largas, y presenta un sólo máximo a una longitud de onda que depende
de la temperatura.
La física clásica, sugería que la intensidad de la radiación subiría proporcional 
al cuadrado de la frecuencia (Ley de Rayleigh-Jeans)
Sin embargo, el continuo aumento previsto en la energía radiada respecto de la 
frecuencia, no ocurría así. 
"catástrofe ultravioleta"
Planck derivó una fórmula para la radiación electromagnética del Cuerpo Negro
Los cuerpos no emiten con igual intensidad a todas las frecuencias o longitudes
de onda
Al elevar la temperatura no sólo aumenta 
la energía emitida sino que lo hace a 
longitudes de onda más cortas; a esto se 
debe el cambio de color de un cuerpo 
cuando se calienta. Los cuerpos no emiten 
con igual intensidad a todas las 
frecuencias o longitudes de onda, sino 
que siguen la Ley de Planck.
Buen acuerdo de ambas teorías
Los experimentos confirman la fórmula de Planck
En función de la longitud de onda
Hipótesis de Planck
Planck propuso la hipótesis de que, la energía radiante sólo podría existir en 
cuantos discretos, que eran proporcionales a la frecuencia. 
Esto implica que la probabilidad de tener energías mas altas es menor y así 
evita la catástrofe ultravioleta de la Ley de Rayleigh-Jeans.
Asi la curva cae progresivamente mas debajo de lo que predice la teoría 
clásica
Ejemplos de curvas de radiación
Generación de líneas
Leyes de Kirchhoff
Kircchoff 1859
Sus leyes son:
1.- Un sólido o líquido luminoso (o un gas suficientemente 
denso) emite luz en todas las longitudes de onda y produce un 
espectro continuo de radiación.
2.- Un gas caliente de baja densidad emite luz cuyo espectro 
consiste en una serie de líneas brillantes de emisión 
las líneas son características de la composición del gas 
interviniente
3.- Un gas frío y fino absorbe ciertas longitudes de onda de un 
espectro contínuo dejando en su lugar líneas de absorción oscuras, 
superpuestas al espectro contínuo.
las líneas son características de la composición del gas 
interviniente
En resumen..
Un gas caliente ubicado frente a un fondo frío, 
produce líneas de emisión, mientras que los gases 
fríos producen líneas de absorción
El Contínuo
Leyes de la radiación
-Ley de Planck
-Ley de Stefan Boltzamnn
-Ley de Wien
Se trata de una ley fundamental de la teoría cuántica, ya que con ella se 
describe la cuantificación de la radiación electromagnética. 
De acuerdo a la ley de Planck, cada cuanto se asocia a un solo fotón.
La magnitud E de los cuantos depende de la frecuencia Ʋ de la 
radiación según: 
E = hƲ
Ley de Planck
h = constante de Planck = 6.63 x 10 –34 joules . s
c = velocidad de la luz = 3 x 105 km/s
k = constante de Boltzmann = 1.38 x 10 –23 joules K -1
La ley de Planck nos da la intensidad de la radiación a una frecuencia  de 
un cuerpo negro cuya temperatura es T
S d = – S d
Las longitudes de onda decrecen cuando aumenta la frecuencia
La Ley de Stefan-Boltzmann
La potencia total por unidad de área de la radiación de un cuerpo negro, se puede obtener 
integrando la fórmula de radiación de Planck sobre todas las longitudes de onda. 
La potencia irradiada por unidad de área como función de la longitud de onda es: 
Integrando:
Sustituyendo: nos da: 
Resolviendo la integral obtenemos:
ley de Stefan-BoltzmannF = σ T4
P/A = flujo irradiado
Potencia por u. de área
I +dI
I
I0
Si la fuente radía en todas las direcciones con las mismas propiedades físicas
(isotrópicamente) como es el caso de una estrella, la radiación a una distancia r 
se distribuye sobre una superficie esférica de área = 4 π r2
La energía total emitida por unidad de tiempo para una estrella
de forma esferica: 
LUMINOSIDAD
L = S* x F
S* es el area de la estrella
S* = 4 πR
2
F = σ T4 flujo 
[F ] = [energía]/[área][tiempo])
L = 4πR2 σ T4 potencia
[L] = [energía]/[tiempo]
T: temperatura efectiva Teff R: radio de la estrella
L = 4 R2 F
donde R es el radio de la estrella y F es la densidad de 
flujo sobre la superficie y decrece como 1/r2
Reemplazando F, se tiene:
L = 4 R2 σT4 (L no depende la distancia)
A esta temperatura se la denomina temperatura efectiva: Teff
Si la estrella radía como un cuerpo negro…
La temperatura deducida a través de esta expresión se conoce como Temperatura 
Efectiva de la estrella y se requiere conocer el radio y la luminosidad de la estrella. 
En realidad la radiación que recibimos es la suma de emisiones de diferentes 
capas superficiales a diferentes temperaturas pero el efecto total es equivalente al 
de una capa de temperatura Teff .
Considerando una fuente luminosa puntual, el grado de 
iluminación de una superficie es inversamente proporcional 
al cuadrado de su distancia a la fuente de luz. 
F varia como 1/r2
A distancia doble cuatro veces menos luz.
Para objetos aún más lejanos se define la distancia de luminosidad, basada en 
el hecho de que la luminosidad aparente del objeto decae con el cuadrado 
de la distancia
Ley de la inversa del cuadrado
Se ve en la figura que el máximo de intensidad decrece 
cuando decrece la intensidad total (que es igual al área bajo 
la curva).
Si queremos encontrar la longitud de onda max, que 
corresponde al máximo de intensidad de acuerdo con la 
temperatura del cuerpo, se encuentra diferenciando la función 
de Planck 
Derivando S (T) con respecto a  e igualando a cero 
hallamos la ley de desplazamiento de Wien
max T = b 
Donde b es la constante de Wien y su valor es 0.0028978 oK m
La temperatura hallada en este caso es la temperatura de color
La longitud de onda del pico de la curva de radiación de cuerpo negro, disminuye cuando se 
aumenta la temperatura (ley del desplazamiento de Wien). Esta variación no es tan evidente 
en este tipo de trama, ya que la intensidad aumenta con la cuarta potencia de la temperatura
(ley de Stefan-Boltzmann). En el caso de graficar la raíz cuarta de la I entonces puede verse
más claramente.
La observación y la teoría concuerdan en que las 
estrellas a grosso modo están formadas por capas 
gaseosas concéntricas en equilibrio térmico. La 
intensidad de la emisión resultante de un medio como 
éste es la función de Planck la cual es independiente de 
las propiedades del medio, solo depende de su 
temperatura (aunque T dependerá de las propiedades 
del medio).
)1(
2
),()(
/2
3


kThec
h
TBI 

La observación de la intensidad de las estrellas 
en función de la frecuencia concuerda muy bien 
con la curva de Planck.
Ajustando las curvas de emisión estelares a las 
de Planck podemos estimar las temperaturas
(Temp de brillo, Temp de color) de las 
”superficies” que generan esa emisión 
observada. 
Luego podemos deducir el radio estelar.
La zona coloreada 
corresponde a la zona 
del visual
Es la porción más pequeña de un elemento, que tiene sus mismas características. 
Su nombre proviene del griego y significa “indivisible”; pese a ello y a las creencias 
antiguas, el átomo es divisible en partes aún más pequeñas. 
Los átomos están compuestos por minúsculas partículas unidas entre sí por atracción : 
PROTONES: partículas atómicas de carga positiva, 
ELECTRONES: pequeñas partículas cuya carga es elemental negativa 
NEUTRONES: partículas atómicas que carecen de carga.
El núcleoy los electrones, como tienen cargas contrarias, se atraen fuertemente, pero los 
electrones se mantienen girando constantemente en sus órbitas, en torno al núcleo; de lo 
contrario, chocarían con éste. Cada átomo contiene un número de electrones lo 
suficientemente grande como para equilibrar la carga positiva del núcleo, de modo que 
el conjunto resulte neutro. 
EL ATOMO
En el núcleo está concentrada la mayor parte de la masa del átomo.
Los núcleos están formados por protones y neutrones unidos por la fuerza 
nuclear fuerte .
Ambos protones y neutrones se denominan nucleones. El número de protones 
se llama el número atómico y determina el elemento químico.
Los núcleos de un elemento dado (el mismo número atómico) pueden tener 
diferente número de neutrones y luego se dice que son diferentes isótopos del 
elemento. 
Las partículas nucleares
Los postulados de Bohr para crear el modelo de átomo son:
1.- Los electrones en los átomos están ubicados en órbitas o 
niveles de energía alrededor del núcleo.
2.- Los electrones en las órbitas más cercanas al núcleo tienen 
menor energía que aquellos ubicados en las mas alejadas del 
núcleo.
3.- Cualquier electrón en un átomo puede tener solo ciertos 
valores de energía permitidos. Esa energía determina que 
órbita ocupa el electrón.
4.- Los electrones pueden moverse de una órbita a otra, 
ganando o perdiendo una cantidad exacta de energía. 
Teoria de Bohr
Orbirtas en el modelo de Bohr
Modelo atómico de Bohr para el átomo de Hidrógeno
Bohr describió al átomo de hidrógeno con un protón en el núcleo, y girando a su 
alrededor un electrón 
1.- Un electrón, en movimiento normal estable circular alrededor del núcleo del átomo, 
sólo puede recorrer una órbita fija a la que se llama estacionaria. El electrón se mueve en 
esta órbita sin perder energía.
2.- Un átomo no absorbe ni emite energía en forma de radiación cuando los electrones 
giran en sus respectivas órbitas estacionarias.
3.- Si un electrón pasa de un nivel más alto a uno más bajo, emite una radiación con una 
frecuencia proporcional a la energía liberada según la relación E = h  . La emisión de la 
radiación puede ser en el infrarrojo, visible, rayos X, dependiendo de la magnitud del 
salto.
4.- La energía liberada cuando un electrón salta de un nivel inicial a otro final 
es:
E = Ef – Ei = hνf – hνi
E = h (f - i) 
5.- Los niveles de energía se designan por la letra n que se denomina número 
cuántico principal. El nivel más bajo de energía se denomina nivel fundamental 
y corresponde a n=1. Los otros niveles son excitados.
6.- La energía del nivel fundamental del átomo de H es –13,6 eV. 
Gráfica de Niveles de Energías del Hidrógeno
Bohr encontró la regularidad de la estructura del 
H en el visible
El Hidrógeno es el átomo mas simple y liviano de todos los elementos 
y consiste de un protón y un electrón. 
Las líneas del espectro comienzan en 656,3 nm y finaliza en 364,6 nm. 
La primer línea espectral se denomina H, la segunda H, la tercera 
H, y así siguiendo hasta la última que es H.
Matemáticamente, Balmer describió la regularidad de esta estructura 
espectral en 1885.
La fórmula de Balmer es:
1/ = R (1/4 - 1/n²)
donde n es un número entero mayor que 2 y R es la constante de 
Rydberg = 1,09677 x 107 m-1
Recordar: 
1.- Si un electrón pasa de un nivel de menor energía a otro de mayor 
energía, debe ganar una cantidad específica de energía 
2.- Si el electrón pasa de un nivel de mayor a energía a otro de menor, 
debe liberar una cantidad específica de energía. 
3.- La energía liberada o absorbida es la diferencia de energía entre los 
dos niveles. 
E = h (f - i)
4.- La longitud de onda del fotón emitido o absorbido cuando salta de 
un nivel a otro, en modo general es:
1/  = R ( 1/m2 – 1/n2) 
Donde m es el número del nivel inferior y n es el número del superior 
m = 2 Serie de Balmer
m = 1 Serie de Lyman
m = 3 Serie de Paschen
m = 4 Serie de Bracket
Espectro del Hidrógeno. Serie de Lyman
80 85 90 95 100 105 110 115 120 125
Longitud de onda (nm)
Espectro del Hidrógeno. Serie de Balmer
260 360 460 560 660
Longitud de onda (nm)
Espectro del Hidrógeno. Serie de Paschen
600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
Longitud de onda (nm)
m= 1 Serie de Lyman
m= 2 Serie de Balmer
m= 3 Serie de Paschen












 
2
17
2
1
1
1
.10.097,1
1
1
1
.
1
n
m
n
R













 
2
17
2
1
4
1
.10.097,1
1
4
1
.
1
n
m
n
R













 
2
17
2
1
9
1
.10.097,1
1
9
1
.
1
n
m
n
R

Series espectrales del átomo de Hidrógeno
Long. de onda
Serie de Lyman
Siempre el estado final es el n = 1 
desde n=2 a n=1 es llamada Lyman-alfa, n=3 a n=1 es Lyman-beta, 
n=4 a n=1 es Lyman-gamma, etc 
Serie de Balmer
desde n=3 a n=2 es llamada Hα, n=4 a n=2 es Hβ, n=5 a n=2 es Hγ, 
…etc. 
En estado final es siempre el n = 2 
Espectro del Hidrógeno. Serie de Balmer
260 360 460 560 660
Longitud de onda (nm)
HαHβHγ………………………….
Volviendo a los espectros electromagnéticos……………….
En escala logarítmica
RESUMEN
Las ondas de radiofrecuencia
Sus frecuencias van de 0 a 109 Hz, se usan en los sistemas de radio y televisión y se 
generan mediante circuitos oscilantes.Las ondas de radiofrecuencia y las microondas 
son especialmente útiles porque en esta pequeña región del espectro las señales 
producidas pueden penetrar las nubes, la niebla y las paredes. Estas son las frecuencias
que se usan para las comunicaciones vía satélite y entre teléfonos móviles. 
Las microondas
se usan en el radar y otros sistemas de comunicación, así como en el análisis de detalles
muy finos de la estructura atómica y molecular. Se generan mediante dispositivos 
electrónicos.
La radiación infrarroja
Se subdivide en tres regiones, infrarrojo lejano, medio y cercano. Los cuerpos calientes 
producen radiación infrarroja y tienen muchas aplicaciones en la industria, medicina, 
astronomía, etc.
La luz visible
Es una región muy estrecha pero la más importante, ya que nuestra retina es sensible
a las radiaciones de estas frecuencias. A su vez, se subdivide en seis intervalos que 
definen los colores básicos (rojo, naranja, amarillo, verde, azul y violeta).
Radiación ultravioleta
Los átomos y moléculas sometidos a descargas eléctricas producen este tipo de 
radiación. No debemos de olvidar que la radiación ultravioleta es la componente principal 
de la radiación solar.La energía de los fotones de la radiación ultravioleta es del orden de 
la energía de activación de muchas reacciones químicas lo que explica muchos de sus 
efectos.
Rayos X
Si se aceleran electrones y luego, se hacen chocar con una placa metálica, la radiación 
de frenado produce rayos X. Los rayos X se han utilizado en medicina desde el mismo 
momento en que los descubrió Röntgen debido a que los huesos absorben mucho más 
radiación que los tejidos blandos. Debido a la gran energía de los fotones de los rayos X
son muy peligrosos para los organismos vivos.
Rayos gamma
se producen en los procesos nucleares, por ejemplo, cuando se desintegran las 
sustancias radioactivas. Es también un componente de la radiación cósmica y tienen 
especial interés en astrofísica. La enorme energía de los fotones gamma los hace 
especialmente útiles para destruir células cancerosas. Pero son también peligrosos 
para los tejidos sanos por lo que la manipulación de rayos gamma requiere de un buen
blindaje de protección.
FIN DE LA UNIDAD 1