Infrarrojo y termografia NASA Esp.pdf

DESCUBRIMIENTO DE LOS RAYOS INFRARROJOS

Sir Frederick William Herschel (1738-1822) nació en Hannover, Alemania, y fue conocido como músico y como astrónomo. En 1757 emigró a Inglaterra, donde junto con su hermana Caroline, construyó telescopios para examinar el cielo nocturno. Su trabajo resultó en la publicación de varios catálogos de estrellas dobles y nebulosas. Herschel es quizás más conocido por su descubrimiento del planeta Urano en 1781, el primer planeta nuevo descubierto desde la antigüedad.

En el año 1800, Herschel hizo otro descubrimiento muy importante. Estaba interesado en aprender cuánto calor pasaba través de los filtros coloreados con los que observaba el sol, ya que había notado que la cantidad de calor que transmitían dependía del color. Herschel pensó que los colores en sí podrían filtrar distintas cantidades de calor, por lo que diseñó un experimento muy original para comprobar su hipótesis.

Herschel hizo pasar luz solar a través de un prisma de cristal para generar un espectro: el arco iris, el cual se forma cuando la luz se divide en los colores que la componen. Luego midió la temperatura de cada color. Para ello Herschel utilizó tres termómetros con bulbos ennegrecidos para absorber mejor el calor. Colocó un bulbo en cada color, mientras que otros dos fueron colocados fuera del espectro, como muestras

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de control. Al medir las temperaturas de la luz violeta, azul, verde, amarilla, naranja y roja, notó que cada color tenía una temperatura mayor que los termómetros de control, y que la temperatura de los colores del espectro aumentaba al ir del violeta al rojo. Después de realizar ese experimento, Herschel decidió medir la temperatura en una zona ubicada un poco más allá de la luz roja del espectro, al parecer desprovista de luz. Para su sorpresa, descubrió que esta región tenía la temperatura más alta de todas.

Herschel hizo otros experimentos con lo que llamó “rayos caloríficos”, que existían más allá de la región roja del espectro. Encontró que eran reflejados, refractados, absorbidos y transmitidos igual que la luz visible. Sir William había descubierto una forma de luz —o radiación— ubicada más allá de la luz roja. Estos “rayos caloríficos” fueron posteriormente denominados rayos infrarrojos o radiación infrarroja (el prefijo infra significa debajo). El experimento de Herschel es importante no sólo porque condujo al descubrimiento de los rayos infrarrojos, sino también porque fue la primera vez que se demostró que había formas de luz imposibles de percibir con nuestros propios ojos. El prisma y el espejo originales de Herschel se exhiben en el Museo Nacional de Ciencias e Industrias de Londres, Inglaterra.

Hoy en día, la tecnología infrarroja tiene muchas aplicaciones interesantes y útiles. En el campo de la astronomía infrarroja se están realizando nuevos y fascinantes descubrimientos sobre el universo. En medicina, la radiación infrarroja es una herramienta de diagnóstico muy útil. Las cámaras fotográficas infrarrojas son utilizadas en actividades policiales y de seguridad, así como en aplicaciones militares y de lucha contra incendios. Las imágenes infrarrojas se emplean para detectar pérdidas de calor en edificios y probar sistemas electrónicos. Los satélites infrarrojos monitorean el clima terrestre, estudian modelos de vegetación, llevan a cabo en estudios geológicos y miden las temperaturas oceánicas.

Si le interesa repetir el experimento de Herschel, consulte Experimento de Herschel en la banda infrarroja.

El año 2000 marca el segundo centenario del descubrimiento de los rayos



infrarrojos por Sir William Herschel.

Última actualización: 28 de noviembre de 2000

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¿ Qué es el Infrarrojo?

¿ QUÉ ES EL INFRARROJO?

Nuestros ojos son detectores que han ido evolucionando para detectar ondas de luz visible. La luz visible es uno de los pocos tipos de radiación que puede penetrar nuestra atmósfera y que es posible detectar desde la superficie de la Tierra. Como hemos visto en la página Descubrimiento de los rayos infrarrojos, también existen otros tipos de luz (o radiación) que no podemos ver. De hecho, solamente podemos ver una parte muy pequeña de toda la gama de radiación llamada espectro electromagnético* [página en Inglés]. El espectro electromagnético incluye los rayos gamma, los rayos X, los rayos ultravioletas, la luz visible, los rayos infrarrojos, las microondas y las ondas de radio. La única diferencia entre estos distintos tipos de radiación es su longitud de onda y su frecuencia. A medida que pasamos de los rayos gamma a las ondas de radio, la longitud de onda aumenta y la frecuencia disminuye (también disminuyen la energía y la temperatura). Todos estos tipos de radiación viajan a la velocidad de la luz (300.000 km/s en el espacio vacío). Además de la luz visible, también llegan a la superficie de la tierra desde el espacio ondas radio, una parte del espectro infrarrojo y una parte muy pequeña de radiación ultravioleta. Afortunadamente, nuestra atmósfera bloquea el resto de la radiación, la cual es muy peligrosa y hasta mortal para las formas de vida en la Tierra.

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Dentro del espectro electromagnético, la radiación infrarroja se encuentra comprendida entre el espectro visible y las microondas. Las ondas infrarrojas tienen longitudes de onda más largas que la luz visible, pero más cortas que las microondas; sus frecuencias son menores que las frecuencias de la luz visible y mayores que las frecuencias de las microondas. El término infrarrojo cercano se refiere a la parte del espectro infrarrojo que se encuentra más próxima a la luz visible; el término infrarrojo lejano denomina la sección más cercana a la región de las microondas.

La fuente primaria de la radiación infrarroja es el calor o radiación térmica. Cualquier objeto que tenga una temperatura superior al cero absoluto (-273,15 °C, o 0 grados Kelvin), irradia ondas en la banda infrarroja. Incluso los objetos que consideramos muy fríos —por ejemplo, un trozo de hielo—, emiten en el infrarrojo. Cuando un objeto no es suficientemente caliente para irradiar ondas en el espectro visible, emite la mayoría de su energía como

ondas infrarrojas. Por ejemplo, es posible que un trozo de carbón encendido no emita luz visible, pero que sí emita la radiación infrarroja que sentimos como calor. Mientras más caliente se encuentre un objeto, tanta más radiación infrarroja emitirá. A la temperatura normal del cuerpo, la mayoría de las personas irradian más intensamente en el infrarrojo, con una longitud de onda de 10 micrones (el micrón o micrómetro es una unidad comúnmente utilizada en astronomía y equivale a una millonésima de metro). La imagen en la izquierda (cortesía de SE-IR Corporation) muestra la fotografía de un gato tomada en la banda infrarroja. Las áreas de colores naranja y blanco son las zonas más calientes, en tanto que las áreas azules son las más frías. Esta imagen nos da una idea diferente de un animal que nos resulta familiar, y brinda información que no podríamos obtener a través de una imagen de luz visible.



En la oscuridad, los detectores infrarrojos pueden ver objetos que no es posible ver con luz visible, gracias a que dichos objetos irradian calor. Las víboras de la familia de los crótalos, tales como las serpientes de cascabel, tienen una hendidura sensorial entre los ojos y la nariz que utilizan para detectar luz infrarroja. Así, la cascabel puede detectar animales de sangre caliente por el calor infrarrojo que irradian, incluso en la oscuridad. Se cree que víboras que tienen dos hendiduras sensoriales perciben una visión en tres dimensiones en el infrarrojo.

Sentimos los efectos de la radiación infrarroja cada día. El calor de la luz del sol, del fuego, de un radiador de calefacción o de una acera caliente proviene del infrarrojo. Aunque no podemos ver esta radiación, los nervios en nuestra piel pueden sentirla como calor. Las terminaciones nerviosas de la piel son sensibles a la temperatura y pueden detectar la diferencia entre la temperatura interior del cuerpo y la temperatura exterior de la piel. También utilizamos rayos infrarrojos cuando usamos una unidad de control remoto de un televisor.

* Sitio web externo Última actualización: 21 de setiembre de 2000










Electromagnetic Spectrum - Introduction

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Electromagnetic Spectrum

Measuring the electromagnetic spectrum

You actually know more about it than you may think! The electromagnetic (EM) spectrum is just a name that scientists give a bunch of types of radiation when they want to talk about them as a group. Radiation is energy that travels and spreads out as it goes-- visible light that comes from a lamp in your house or radio waves that come from a radio station are two types of electromagnetic radiation. Other examples of EM radiation are microwaves, infrared and ultraviolet light, X-rays and gamma-rays. Hotter, more energetic objects and events create higher energy radiation than cool objects. Only extremely hot objects or particles moving at very high velocities can create high-energy radiation like X-rays and gamma-rays.

Here are the different types of radiation in the EM spectrum, in order from lowest energy to highest:

Radio: yes, this is the same kind of energy that radio stations emit into the air for your boom box to capture and turn into your favorite Mozart, Madonna, or Coolio tunes. But radio waves are also emitted by other things ... such as stars and gases in space. You may not be able to dance to what these objects emit, but you can use it to learn what they are made of.

Microwaves: they will cook your popcorn in just a few minutes! In space, microwaves are used by astronomers to learn about the structure of nearby galaxies, including our own Milky Way!

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/emspectrum.html (1 de 5) [27/02/2005 21:51:50]

http://www.gsfc.nasa.gov/

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/gen_dev.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/sitemap.html

http://www.nasa.gov/

http://imagine.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/search_imag.pl

http://imagine.gsfc.nasa.gov/index.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/science.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/exhibit/exhibits.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/sats_n_data/sats_n_data.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/teachers_corner.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/ask_an_astronomer.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dictionary.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/resources/pathways.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/ideas_html.pl



http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/quiz_l1/emspectrum_quiz.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/quiz_l1/emspectrum_quiz.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/emspectrum_fact.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/emspectrum_fact.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/try_l1/emspectrum.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/emspectrum.html



http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/resources/resources_h.html#multiwavelength



http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/standards/emspectrum.html



http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/lesson_plans.html



http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ei.html#em_spectrum

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#radiation

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#visible


http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#radio

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_jp.html#microwave

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ei.html#infrared

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#ultraviolet

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#X-ray

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ei.html#gamma-ray

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#radio

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#star

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_jp.html#microwave

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ad.html#astronomy


Infrared: we often think of this as being the same thing as 'heat', because it makes our skin feel warm. In space, IR light maps the dust between stars.

Visible: yes, this is the part that our eyes see. Visible radiation is emitted by everything from fireflies to light bulbs to stars ... also by fast-moving particles hitting other particles.

Ultraviolet: we know that the Sun is a source of ultraviolet (or UV) radiation, because it is the UV rays that cause our skin to burn! Stars and other "hot" objects in space emit UV radiation.

X-rays: your doctor uses them to look at your bones and your dentist to look at your teeth. Hot gases in the Universe also emit X-rays .

Gamma-rays: radioactive materials (some natural and others made by man in things like nuclear power plants) can emit gamma-rays. Big particle accelerators that scientists use to help them understand what matter is made of can sometimes generate gamma-rays. But the biggest gamma-ray generator of all is the Universe! It makes gamma radiation in all kinds of ways.

A Radio Wave is not a Gamma-Ray, a Microwave is not an X-ray ... or is it?

Radio waves, visible light, X-rays, and all the other parts of the electromagnetic spectrum are fundamentally the

same thing, electromagnetic radiation.

We may think that radio waves are completely different physical objects or events than gamma-rays. They are produced in very different ways, and we detect them in different ways. But are they really different things? The answer is 'no'. Radio waves, visible light, X-rays, and all the other parts of the electromagnetic spectrum are fundamentally the same


http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ad.html#dust


http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#ultraviolet

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#X-ray

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#universe

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ei.html#gamma-ray

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_jp.html#matter


thing. They are all electromagnetic radiation.

Electromagnetic radiation can be described in terms of a stream of photons, which are massless particles each traveling in a wave-like pattern and moving at the speed of light. Each photon contains a certain amount (or bundle) of energy, and all electromagnetic radiation consists of these photons. The only difference between the various types of electromagnetic radiation is the amount of energy found in the photons. Radio waves have photons with low energies, microwaves have a little more energy than radio waves, infrared has still more, then visible, ultraviolet, X-rays, and ... the most energetic of all ... gamma-rays.

The electromagnetic spectrum can be expressed in terms of energy, wavelength, or frequency.

Actually, the electromagnetic spectrum can be expressed in terms of energy, wavelength, or frequency. Each way of thinking about the EM spectrum is related to the others in a precise mathematical way. So why do we have three ways of describing things, each with a different set of physical units? After all, frequency is measured in cycles per second (which is called a Hertz), wavelength is measured in meters, and energy is measured in electron volts.

The answer is that scientists don't like to use big numbers when they don't have to. It is much easier to say or write "two kilometers or 2 km" than "two thousand meters or 2,000 m". So generally, scientists use whatever units are easiest for whatever they are working with. In radio astronomy, astronomers tend to use wavelengths or frequencies. This is because most of the radio part of the EM spectrum falls in the range from a about 1 cm to 1 km (30 gigahertz (GHz) to 100 kilohertz (kHz)). The radio is a very broad part of the EM spectrum. Infrared astronomers also use wavelength to describe their part of the EM spectrum. They tend to use microns (or millionths of meters) for wavelengths, so that they can say their part of the EM spectrum falls in the range 1 to 100 microns. Optical astronomers use wavelengths as well. In the older "CGS" version of the metric system, the units used were angstroms. An Angstrom is equal to 0.0000000001 meters (10-10 m in scientific notation)! In the newer "SI" version of the metric system, we think of visible light in units of nanometers or 0.000000001 meters (10-9 m). In this system, the violet, blue, green, yellow, orange, and red light we know so well has wavelengths between 400 and 700 nanometers. This range is only a small part of the entire EM spectrum, so you can tell that the light we see is just a little fraction of all the EM radiation around us! By the time you get to the ultraviolet, X-ray, and gamma-ray regions of the EM spectrum, lengths have become too tiny to think about any more. So scientists usually refer to these photons by their energies, which are measured in electron volts. Ultraviolet radiation falls in the range from a few electron volts (eV) to a about 100 eV. X-ray photons have energies in the range 100 eV to 100,000 eV (or 100 keV). Gamma-rays then are all the photons with energies greater than 100 keV.

Show me a chart of the wavelength, frequency, and energy regimes of the spectrum !


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http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_jp.html#photon

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#speed_of_light

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#wavelength

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ei.html#frequency

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ei.html#em_spectrum

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#second

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ei.html#hertz

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_jp.html#meter

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ei.html#electron_volt

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_jp.html#metric

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_ad.html#angstrom

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#scientific_notation

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/dict_qz.html#SI

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/spectrum_chart.html


Why Do We Have to Go to Space to See All of the Electromagnetic Spectrum?

Electromagnetic radiation from space is unable to reach the surface of the Earth except at a very few wavelengths, such as the visible spectrum, radio frequencies, and some ultraviolet wavelengths. Astronomers can get above enough of the Earth's atmosphere to observe at some infrared wavelengths from mountain tops or by flying their telescopes in an aircraft. Experiments can also be taken up to altitudes as high as 35 km by balloons which can operate for months. Rocket flights can take instruments all the way above the Earth's atmosphere for just a few minutes before they fall back to Earth, but a great many important first results in astronomy and astrophysics came from just those few minutes of observations. For long-term observations, however, it is best to have your detector on an orbiting satellite ... and get above it all!

The vertical illustration of the different regions of the e-m spectrum and their common uses was done by Design at Work for the curriculum supplement "Human Physiology in Space" by Barbara F. Lujan and Ronald J. White, 1994. Used by permission.

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ASTRONOMÍA INFRARROJA - ¿ Por qué es importante?


La astronomía infrarroja es la detección y el estudio de la radiación infrarroja (energía térmica) emitida por todos los objetos del universo. Todo cuerpo que tiene una temperatura por encima del cero absoluto irradia ondas en la banda infrarroja. Por eso, la astronomía infrarroja significa el estudio de casi todas las cosas del universo, en una gama de longitudes de onda de 1 a 300 micrones (un micrón o micrómetro es la millonésima parte de un metro). El ojo humano detecta solamente 1% de las ondas de luz de 0,69 micrones y 0,01% de las ondas de 0,75 micrones; no puede ver longitudes de onda mayores de 0,75 micrones, a menos que la fuente de luz sea extremadamente brillante.

Viendo lo invisible

[Ver un ejemplo de lo invisible transformado en “visible” en la banda infrarroja]

El universo nos envía una enorme cantidad de información en forma de radiación electromagnética (luz). Gran parte de ella se encuentra en forma de ondas infrarrojas, invisibles a nuestros ojos y a los telescopios ópticos. Tan sólo una ínfima cantidad de las ondas infrarrojas alcanzan la superficie de la tierra; sin embargo, el estudio de las longitudes de onda infrarrojas ha permitido a los astrónomos descubrir una extraordinaria cantidad de información. A partir de los años ochenta hemos podido colocar telescopios infrarrojos en órbita alrededor de la Tierra, circundando nuestro planeta más allá de la atmósfera, la cual nos oculta la mayor parte de la luz del universo. Los nuevos descubrimientos de estas misiones son absolutamente asombrosos. El primero de estos satélites – el satélite astronómico infrarrojo (IRAS)– detectó cerca de 350.000 fuentes infrarrojas, con lo que el número de fuentes astronómicas catalogadas aumentó en un 70%.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/importance.html (1 de 5) [27/02/2005 21:52:25]

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/orion.htm


Mapa de fuentes puntuales de todo el cielo obtenido por IRASEl plano de nuestra galaxia se extiende horizontalmente en el centro de la imagen.

La exploración del Universo oculto

En el espacio hay muchos objetos que no pueden verse con los telescopios ópticos porque están ocultos por regiones densas de gas y polvo. Sin embargo, la radiación infrarroja, al tener longitudes de onda mucho más largas que la luz visible, puede atravesar esas regiones de polvo espacial sin ser dispersada. Esto significa que los objetos ocultos por el gas y el polvo —tales como el centro de nuestra galaxia y las regiones de formación estelar— pueden ser estudiados en la banda infrarroja y no en la banda visible.

Las siguientes imágenes, correspondientes a la región central de nuestra galaxia —la Vía Láctea— y a la región de formación estelar de Cignus, muestran áreas que no se pueden ver como luz visible pero que aparecen muy brillantes como luz infrarroja. La hilera superior muestra estas regiones como luz roja visible. En esta longitud de onda vemos la luz de mil millones de estrellas, en especial las más grandes y brillantes. Se ven claramente bandas oscuras donde extensas nubes de polvo bloquean la vista de los objetos más distantes. La hilera intermedia muestra las mismas regiones en la banda infrarroja cercana (las longitudes de onda infrarrojas más próximas a la luz visible). Aquí, la luz que vemos también es generada por las estrellas, pero podemos apreciar otras más pequeñas y frías. Nótese que las bandas de polvo son ahora más transparentes y se pueden ver


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/psc_allsky.htm


objetos que antes no eran invisibles. La vista del núcleo central de la Vía Láctea es impresionante, ya que es casi invisible a longitudes de onda más cortas. La última hilera muestra estas regiones en el infrarrojo lejano (las longitudes de onda infrarrojas más alejadas de la luz visible). A estas longitudes de onda, las estrellas emiten poca luz. Casi todo lo que vemos es generado por las mismas nubes de polvo. El polvo, que es más frío que la noche ártica más fría en la Tierra, está lo bastante caliente como para emitir la radiación infrarroja térmica que aparece aquí.

El centro galáctico (izquierda) y la región de Cignus (derecha)

Detección de objetos fríos

Muchos de los objetos del universo son demasiado fríos y débiles para ser detectados como luz visible, pero se pueden detectar en el infrarrojo. Entre ellos podemos mencionar estrellas frías, galaxias infrarrojas, nubes de partículas alrededor de estrellas, nebulosas, moléculas interestelares, enanas marrones y planetas. Por ejemplo, la luz visible de un planeta en órbita alrededor de una estrella es enmascarada por el enorme brillo de ésta. Sin embargo, en la banda infrarroja, los planetas tienen su brillo más intenso y el brillo relativo de la estrella se reduce, de modo que es posible detectar planetas. Uno de los descubrimientos más inquietantes de la astronomía infrarroja ha sido la detección de discos de materia y de posibles planetas



alrededor de otras estrellas. Recientemente, un estudio infrarrojo del cúmulo de estrellas del Trapecio, en la nebulosa de Orión, reveló cerca de 100 objetos de baja masa que podrían ser enanas marrones. Si desea más detalles, haga clic en la imagen [página en inglés].

Cortesía de Philip Lucas (Universidad de Hertfordshire)y Patrick Roche (Universidad de Oxford), UKIRT

Exploración del universo temprano

En el infrarrojo, los astrónomos pueden obtener información de cómo era el universo hace mucho tiempo y estudiar el inicio de la evolución de las galaxias. Como resultado del Big Bang, la enorme explosión que marcó el principio de nuestro universo, éste se ha ido expandiendo y la mayoría de las galaxias que lo componen se han ido alejando unas de otras. Los astrónomos han descubierto que todas las galaxias distantes se están alejando de nosotros y que cuanto más lejanas están, más rápidamente se están moviendo. Esta recesión de galaxias tiene un efecto interesante en la luz que emiten. Cuando un objeto se aleja de nosotros, la luz que genera “vira hacia el rojo”, es decir, las longitudes de onda se hacen más largas. Este efecto, llamado efecto Doppler, es similar a lo que ocurre con las ondas acústicas emitidas por un objeto en movimiento. Si nos


http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000331.html


detenemos junto a una vía del ferrocarril y escuchamos el silbato del tren mientras pasa junto a nosotros, notaremos que el sonido pasa de tener una frecuencia más alta (cuando el tren se acerca) a una más baja (cuando se aleja). Como resultado del efecto Doppler, los objetos muy lejanos tienen un corrimiento de su luz ultravioleta y visible hacia el infrarrojo, de modo que la única manera de estudiar tal radiación es en la banda infrarroja. La astronomía infrarroja nos permite conocer cómo y cuando se formó el universo y cómo fue su comienzo.

Más conocimiento de los objetos visibles

Los objetos que se pueden estudiar con luz visible también pueden ser analizados en el infrarrojo. Por lo tanto, la astronomía infrarroja no sólo nos permite descubrir nuevos objetos y observar áreas del universo jamás vistas, sino que también aumenta nuestro conocimiento de los objetos visibles. Para obtener un panorama completo de cualquier objeto del universo necesitamos estudiar toda la radiación que emite. La astronomía infrarroja nos ha permitido aumentar notablemente nuestro conocimiento del universo y de los orígenes de nuestro sistema solar —y continuará haciéndolo.











Ventanas Atmosféricas en el Infrarrojo

VENTANAS ATMOSFÉRICAS EN EL INFRARROJO

El Universo emite luz en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, pero la mayoría de esta luz no nos llega a la superficie de la Tierra porque es bloqueada por nuestra atmósfera. Este es el caso de los rayos-X, los rayos-gamma y el ultravioleta, que de llegar a la superficie terrestre harían imposible la existencia de vida en la Tierra. La atmósfera bloquea también la mayor parte de la luz infrarroja, así como las ondas radio menos energéticas. Por otra parte, la atmósfera permite la transmisión de la luz visible, de la mayoría de las ondas radio y del cercano infrarrojo, haciendo posible que los astrónomos puedan, desde la superficie de la Tierra, ver el Universo a esas longitudes de onda.

La mayor parte de la luz infrarroja que viene del Universo es absorbida por el vapor de agua y el dióxido de carbono que hay en la atmósfera. Sólo un rango muy estrecho de longitudes de onda pueden llegar (al menos parcialmente) a los telescopios infrarrojos terrestres.

Del libro "Exploraciones", por Thomas Arny, © McGraw-Hill

La atmósfera de la Tierra da otro problema a los astrónomos infrarrojos, porque emite fuertemente en esas longitudes de onda, hasta el punto de que en algunas ocasiones la radiación infrarroja de la atmósfera es más fuerte que la de los objetos que se quieren observar. Esta emisión atmosférica tiene un máximo alrededor de 10 micrómetros (un micrómetro, o micra para abreviar, es la millonésima parte de un metro).

Por ello, la mejor vista del Universo infrarrojo desde telescopios terrestres tiene lugar en las longidudes de onda que pueden pasar a través de la atmósfera sin ser absorbidas y en las que la emisión de la atmosférica es más débil. Los telescopios infrarrojos terrestres suelen encontrarse cerca de la cima de montañas altas y con clima muy seco,

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/windows/irwindows.html (1 de 3) [27/02/2005 21:52:37]


para poder minimizar así el espesor de la atmósfera que la luz tiene que atravesar. Pero apesar de ello, la mayoría de las longitudes de onda infrarrojas son absorbidas antes de llegar a los telescopios.

La tabla de abajo le permite ver como sólo unas pocas "ventanas" infrarrojas cumplen ambos requisitos, un alto grado de transparencia y un bajo grado de emisividad del cielo. Estas ventanas infrarrojas se situan por debajo de los 4 micrómetros.

Ventanas atmosféricas en el Infrarrojo

Rango deLongitudes de Onda

Banda Transparencia del Cielo Brillo del Cielo

1.1 - 1.4 micras J alta baja por la noche

1.5 - 1.8 micras H alta muy baja

2.0 - 2.4 micras K alta muy baja

3.0 - 4.0 micras L 3.0 - 3.5 micras: regular

3.5 - 4.0 micras: alta baja

4.6 - 5.0 micras M baja alta

7.5 - 14.5 micras N 8 - 9 micras y 10 -12 micras: regular

otras: baja muy alta

17 - 40 micras 17 - 25 micras: Q28 - 40 micras: Z

muy baja muy alta

330 - 370 micras muy baja baja

Basicamente todo lo que hemos aprendido del Universo proviene del estudio de la luz, o radiación electromagnética, emitida por los diversos cuerpos celestes. Para obtener una visión completa del Universo necesitamos estudiarlo en todas las longitudes de onda. Por ello es tan importante mandar observatorios al espacio, para poder evitar así que la atmósfera prevenga que información a ciertas longitudes de ondas llegue hasta nosotros.

Como la mayoría de la luz infrarroja es bloqueada por la atmósfera, los astrónomos infrarrojos han utilizado instrumentos a bordo de cohetes, globos aerostáticos, aviones y satélites para ver regiones del infrarrojo que no pueden ser estudiadas desde la superficie. Resultado de ello ha sido la realización de descubrimientos fascinantes sobre el Universo y la detección, por primera, vez de cientos de miles de nuevos objetos astronómicos.

Debido al rápido desarrollo de los detectores infrarrojos y de la capacidad de mandar telescopios al espacio, el futuro de la astronomía infrarroja es muy prometedor.



Los telescopios infrarrojos terrestres, mediante el uso de técnicas avanzadas como la Optica Adaptativa, están proveyéndonos de vistas fascinantes del Universo infrarrojo a través de las ventanas atmosféricas infrarrojas.

Observatorios de Mauna Kea (Hawaii)

Aunque estos observatorios no pueden ver a otras longitudes de onda infrarrojas, si pueden observar el cielo infrarrojo en cualquier momento, proporcionando una herramienta muy valiosa para la realización de estudios a largo plazo.

Se están planeando nuevas misiones espaciales para observar el Universo infrarrojo a una resolución más alta que las hasta ahora obtenidas. SOFIA [Inglés], un observatorio aéreo, tiene previsto comenzar sus observaciones en 2002. SIRTF [Inglés] (El Observatorio Espacial Infrarrojo) será el próximo Gran Observatorio de la NASA en el espacio.

En la próxima década usted tendrá posiblidad de escuchar muchas noticias sobre los nuevos descubrimientos que la astronomía infrarroja está proporcionando, gracias a que ahora podemos ver más allá de las ventanas atmosféricas infrarrojas!!

Ultima revisión: Febrero 22, 2001





http://sofia.arc.nasa.gov/

http://sirtf.caltech.edu/






http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/regions/irregions.html

CERCANO, MEDIANO Y LEJANO INFRARROJO

El infrarrojo está dividido en trés regiones espectrales: cercano, mediano y lejano infrarrojo. Las fronteras entre uno y otros son algo arbitrarias, pero están determinadas principalmente por el tipo de tecnología que emplean los detectores.

Las observaciones en el cercano infrarrojo vienen siendo realizadas desde telescopios terrestres desde los años 60. Por debajo de 1 micrómetro, se realizan de forma similar a las observaciones ópticas, pero por encima de esa longitud de onda es necesario la utilización de detectores infrarrojos especiales. Las observaciones infrarrojas en el mediano y lejano infrarrojo pueden realizarse únicamente desde observatorios que se situan por encima de la atmósfera. Estas observaciones requieren además la utilizaciones de detectores que tienen que ser enfriados porque contienen cristales como el germanio, cuya resistencia eléctrica es muy sensible al calor.

Cualquier objeto que tenga una temperatura distinta de cero absoluto (=-273 grados Celsius), como es el caso de todos los objetos celestes, emite radiación infrarroja. La longitud de onda a la cual el objeto irradia más intensamente depende de su temperatura. En general, a medida que la temperatura del objeto es más baja, su emisión se intensifica a longitudes de onda cada vez más largas. Es por ello que dependiendo de la temperatura del objeto unas longitudes de onda son más adecuadas que otras para llevar a cabo su estudio.

Vista en el visible (cortesía de Howard McCallon), en el cercano infrarrojo (2MASS [Inglés]), y en mediano infrarrojo (ISO [Inglés]) de la nebulosa de la Cabeza de Caballo. Imagen compuesta por Robert Hurt.

A medida que nos movemos del cercano infrarrojo, al mediano y al lejano infrarrojo, algunos objetos celestes comienzan a aparecer, mientras otros desaparecen de nuestra vista. Por ejemplo, en la imagen de arriba se puede ver como aumenta el número de estrellas cuando vamos del visible al cercano infrarrojo. En el cercano infrarrojo, el polvo se hace transparente, permitiéndonos ver regiones que en la luz visible se encontraban ocultas por el polvo. En el mediano infrarrojo, sin embargo, el polvo brilla. La tabla de abajo muestra qué podemos ver en las diferentes regiones espectrales del infrarrojo.

REGION ESPECTRAL RANGO DE

LONGIDUDES DE ONDA (micras)

RANGO DE TEMPERATURAS (grados Kelvin)

LO QUE VEMOS

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/regions/irregions.html (1 de 5) [27/02/2005 21:52:52]

http://www.ipac.caltech.edu/2mass/

http://www.iso.vilspa.esa.es/



Cercano Infrarrojo (0.7-1) a 5 740 a (3,000-5,200) Estrellas frías rojas

Gigantes rojas El polvo es transparente

Mediano Infrarrojo 5 a (25-40) (92.5-140) a 740

Planetas, cometas y asteroides

Polvo calentado por luz estelar

Discos protoplanetarios

Lejano Infrarrojo (25-40) a (200-350) (10.6-18.5) a (92.5-140)

Emisión del polvo fríoRegiones centrales de

galaxiasNubes moleculares muy frías

CERCANO INFRARROJO:

Entre 0.7 y 1.1 micrómetros podemos usar los mismos métodos que en las observaciones ópticas. La luz infrarroja que observamos en esta región no es térmica (no está producida por la radiación de calor). Muchos astrónomos no consideran que este rango sea parte de la astronomía infrarroja. Más allá de 1.1 micrómetros, la emisión infrarroja es principalmente calor o radiación térmica.

A medida que nos alejamos de la luz visible hacia logintudes de onda más grandes, entramos en la región infrarroja del espectro: las estrellas azules calientes, presentes claramente en las imágenes en luz visible, van desapareciendo, mientras que las estrellas más frías comienzan a ser detectadas. Las gigantes rojas más masivas y las enanas rojas de baja masa dominana el cercano infrarrojo. El cercano infrarrojo es la región donde el polvo interestelar es más tranparente a la luz infrarroja.

Vista en el visible (izquierda) y en cercano infrarrojo del Centro Galáctico.

Imagen visible cortesía de Howard McCallon. La imagen infrarroja es del Censo a 2 Micras de Todo el Cielo [Inglés] (2MASS)

Fíjese como en las imágenes de arriba en luz visible (izquierda), el centro de nuestra galaxia aparece oculto por una espesa capa de polvo, que se hace transparente en el cercano infrarrojo. La imagen en el cercano infrarrojo muestra estrellas más rojas y frías que no aparecen en la imagen en luz visible. Estas estrellas son principalmente enanas rojas y gigantes rojas.




Las gigantes rojas son estrellas rojizas y naranjas a las que se les están acabando su combustible. Pueden expandirse hasta 100 veces su tamaño original y tener temperaturas que rondan los 2000 y 3500 grados Kelvin. Las gigantes rojas irradian más intensamente en el infrarrojo cercano.

Las enanas rojas son las estrellas más comunes de todas. Son mucho más pequeñas y frías que el Sol, con una temperatura de unos 3000 grados Kelvin, lo que significa que estas estrellas irradian fuertemente en el cercano infrarrojo. Muchas de estas estrellas son demasiado débiles para ser detectadas en luz visible y por ello fueron descubiertas por primera vez en el cercano infrarrojo.

MEDIANO INFRARROJO:

A medida que entramos en la región espectral del mediano infrarrojo, las estrellas frías empiezan a desaparecer mientras que los objetos más fríos, como los planetas, los cometas y los asteróides, conmienzan a ser detectados. Los planetas absorben la luz del Sol y se calientan, irradiando este calor en forma de luz infrarroja. Esto es diferente de la luz visible que viene de los planetas, que es luz reflejada del Sol. Los planetas de nuestro Sistema Solar tienen temperaturas entre 53 y 573 grados Kelvin, lo que implica que emiten la mayoría de su energía en el mediano infrarrojo. Por ejemplo, la Tierra tiene su máxima radiación a unos 10 micrómetros.

Una visión infrarroja de la Tierra.

Los asteroides también emiten la mayor parte de su luz en el mediano infrarrojo, haciendo que esta longitud de onda sea la más eficiente para localizar asteroides oscuros. Los datos infrarrojos puden ayudar a determinar su composición y su diámetro.

Vista en el mediano infrarrojo de IRAS del Cometa IRAS-Araki-Alcock

El polvo calentado por la luz de las estrellas constituye así mismo una fuente importante de radiación en el mediano infrarrojo. Un ejemplo es el polvo zodiacal que se encuentra en el plano del Sistema Solar. Este polvo está hecho de silicatos (como las rocas de la Tierra) y el tamaño de sus granos va desde una décima parte de un micrómetro hasta el tamaño de una roca grande. Los silicatos emiten la mayor parte de su radiación a unos 10 micrómetros. Los mapas que muestran la distribución del polvo pueden proporcionar pistas para entender cómo se formó el Sistema Solar. El polvo de los cometas también emite fuertemente en el mediano infrarrojo.

El polvo interestelar empieza a brillar a medida que entramos en el mediano infrarrojo. El polvo alrededor de las estrellas viejas, que en sus últimas fases de vida expulsan gran cantidad de materia al espacio, alcanza su máximo brillo en el mediano infrarrojo. Algunas veces, este polvo es tan espeso que la estrella apenas puede verse en el visible, y sólo es detectada en el infrarrojo.

Los discos protoplanetarios, discos de material que rodea a las estrellas que se están formando, también emiten en el mediano infrarrojo. Estos discos son, muy posiblemente, las regiones donde los nuevos planetas se están formando.

LEJANO INFRARROJO:


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/comet_sp_23mar01.html


Las estrellas dejan de verse en el lejano infrarrojo. En su lugar vemos la materia más fría (a menos de 140 grados Kelvin), que se encuentra en forma de nubes frías enormes de gas y polvo, que hay tanto en nuestra propia galaxia como en otras galaxias. En algunas de estas nubes se están formando nuevas estrellas. Las observaciones en el lejano infrarrojo pueden detectar estas proto-estrellas mediante el calor que irradian a medida que se contraen, lo cual tiene lugar mucho antes de que empiezen a quemar hidrógeno en sus nucleos (momento en que pasan de ser proto-estrellas a estrellas).

Vista de IRAS de un cirro infrarrojo - polvo calentado por la luz estelar.

Michael Hauser (Space Telescope Science Institute),

el equipo científico de COBE/DIRBE y NASA

El centro de nuestra galaxia también brilla mucho en el lejano infrarrojo, por su alta concentración de estrellas inmersas en las densas nubes de polvo. La imagen de la izquierda, tomada por el satélite COBE, muestra nuestra galaxia. Se trata de una composición de imágenes a 60, 100 y 240 micrómetros.

Exceptuando el plano de nuestra galaxia, el objeto más brillante en el lejano infrarrojo es el nucleo de la galaxia M82. Tan sólo su nucleo irradia tanto en el lejano infrarrojo como lo hacen todas las estrellas de nuestra galaxia juntas. Esta energía proviene del polvo calentado por una fuente que está escondida de nuestra vista. Las regiones centrales de la mayoría de las galaxias brillan mucho en el lejano infrarrojo.

Vista infrarroja de la galaxia Andrómeda

tomada por IRAS - note lo brillante que es la región central.

Algunas galaxias tienen nucleos activos escondidos por densas regiones de polvo. Otras, llamadas galaxias "starburst", tienen un número altísimo de regiones de formación estelar que calientan las nubes de polvo interestelar. Estas galaxias son, con mucha diferencia, las más brillantes en el lejano infrarrojo.


Descubrimiento del Infrarrojo | ¿ Qué es el Infrarrojo? | Astronomía Infrarroja | Ventanas Atmosféricas en el


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/south_sp_23mar01.html

http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1998/01/a-js.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/andromeda_sp_23mar01.html


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Cronología de la Astronomía Infrarroja

1800: Sir William Herschel descubre la radiación infrarroja. Detecta la luz infrarroja haciendo pasar la luz del sol a través de un prisma y midiendo las temperaturas de los colores del espectro solar. La región situada un poco más allá del rojo visible, aparentemente sin luz incidente, fue donde detectó la temperatura más alta. Este descubrimiento demostró por primera vez la existencia de formas de luz que no podemos ver con nuestros ojos.

1856: La radiación infrarroja de la luna es detectada por Piazzi Smyth, quien utiliza una termocupla (un dispositivo termoeléctrico que convierte calor en corriente eléctrica) para detectar las ondas infrarrojas provenientes de la luna llena. Sus experimentos a diferentes altitudes demuestran que los mejores resultados se obtienen a mayores altitudes.

1870: Laurence Parsons, 4º Conde de Rosse, detecta la radiación infrarroja de la luna durante sus distintas fases. Utiliza sus mediciones infrarrojas para estimar que la luna tiene una temperatura superficial de cerca de 260 °C. (Hoy sabemos que es de 282 °C.) Ésta es una imagen infrarroja tomada de 1997 durante un eclipse lunar.

1881: Samuel Pierpoint Langley inventa el bolómetro, un dispositivo eléctrico que detecta el calor irrradiado. Puede medir una gama de longitudes de onda infrarrojas mayor que los detectores anteriores (más allá de la región descubierta por Herschel).

Década de 1900: Se detecta radiación infrarroja en Júpiter y Saturno, y en algunas estrellas brillantes, como Vega y Arcturus.

Década de 1920: Seth B. Nicholson, Edison Pettit y otros astrónomos estadounidense realizan las primeras observaciones sistemáticas de objetos celestes en la banda infrarroja.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/timeline/index.shtml (1 de 9) [27/02/2005 21:53:45]


http://www.caltech.edu/

http://www.jpl.nasa.gov/


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/sobre/index.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/ciencia/index.shtml


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/tecnologia/index.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/index.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_yellowstone/



http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ninos.shtml

http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/



1948: Más de 30 años antes del primer alunizaje, los estudios infrarrojos de la luna revelan que su superficie está cubierta por un polvo muy fino.

Década de 1950: Los astrónomos comienzan a utilizar detectores de sulfuro de plomo (PbS) para estudiar la radiación infrarroja. Esta radiación modifica la resistencia eléctrica de los detectores; la medición de este cambio permite determinar la intensidad de la radiación incidente. Para aumentar su sensibilidad, las celdas de PbS se enfrían a -196 °C (77 K) sumergiéndolas en nitrógeno líquido.

1959-1961: Harold Johnson construye los primeros fotómetros del infrarrojo cercano, que abarcan las bandas R, I, J, K y L y hacen posible la investigación infrarroja de longitudes de onda de hasta 4 micrones. Johnson y su equipo observan miles de estrellas en estas nuevas bandas infrarrojas y obtienen información esencial sobre la radiación de las estrellas frías. Johnson define el primer sistema de magnitudes infrarrojas.

1961: Frank Low inventa el bolómetro de germanio. Este instrumento es cientos de veces más sensible que los detectores anteriores y es capaz de detectar la radiación del infrarrojo lejano. Cuando la radiación infrarroja incide sobre el germanio, calienta el metal y cambia su conductividad. Este cambio de conductividad es medido y relacionado con la intensidad de la radiación infrarroja. El bolómetro de germanio funciona más eficientemente a temperaturas extremadamente bajas (más frías que las del nitrógeno líquido). Por ello, estos detectores se colocan en un envase de metal o dewar lleno de helio líquido, que enfría el bolómetro hasta 4 K (-269 °C), es decir, sólo unos grados por encima del cero absoluto.

Década de 1960: Los globos aereostáticos llevan telescopios infrarrojos hasta altitudes de 40 km. En 1963, un bolómetro de germanio a bordo de un globo hace observaciones de Marte en la banda infrarroja. A principios de 1966, el Instituto Goddard de Ciencias Espaciales utiliza estos globos para examinar el cielo a 100 micrones. En este proyecto se descubren cerca de 120 fuentes infrarrojas

1967: Se lanza el telescopio infrarrojo Aerobee. Este espectrómetro transportado por un cohete mide con éxito la radiación de fondo infrarroja.


http://www.nasm.edu/nasm/dsh/artifacts/SS-LearJetScope.htm

http://www.nasm.edu/nasm/dsh/artifacts/SS-aerobeescope.htm


muy brillantes, cerca del plano de la Vía Láctea.

1967: Se inauguran los observatorios de Mauna Kea, que pronto se convierten en el principal centro de astronomía infrarroja. En la década de 1960, gracias a los nuevos avances tecnológicos en el desarrollo de detectores infrarrojos, se construyen nuevos observatorios especializados en astronomía infrarroja. Debido a su gran altura sobre el nivel del mar (4200 m), el volcán Mauna Kea se encuentra por encima de la mayor parte de la capa de vapor de agua atmosférica, que absorbe el infrarrojo.

1968: En el observatorio del monte Wilson, Robert Leighton y Gerry Neugebauer realizan el primer estudio infrarrojo del cielo. Observan cerca de 75% del firmamento y descubren unas 20.000 fuentes infrarrojas. De ellas, las 5500 más brillantes se incorporan al primer catálogo de estrellas infrarrojas.

1970: Se inaugura el Observatorio Infrarrojo del monte Lemmon en las montañas de Catalina, cerca de Tucson, Arizona. El observatorio se convierte rápidamente en uno de los principales centros de la astronomía infrarroja.

CLASS="centered"> Década

de 1970: Se lanzan cohetes con los primeros telescopios refrigerados, que observan el cielo durante varios minutos antes de reingresar a la atmósfera. El primer mapa infrarrojo de todo el cielo se obtiene gracias a una serie de lanzamientos realizados por el Laboratorio de Investigación de la Fuerza Aérea en Cambridge (AFCRL). El programa Hi Star estudia el cielo en las bandas de 4, 10 y 20 micrones. Aunque el tiempo total de observación es de apenas unos 30 minutos, se detectan 2363 fuentes infrarrojas ciertas, que se incorporan al catálogo infrarrojo del AFCRL.

Principios de la década de 1970: Se descubre que la mayoría de las galaxias, incluida la Vía Láctea, emiten intensamente en el infrarrojo, y que los cuasares y otras galaxias activas son fuentes muy intensas de ondas infrarrojas.

1974: El observatorio aerotransportado Kuiper (KAO) inicia sus operaciones de investigación. El KAO es un avión a reacción C-141A que transporta un telescopio infrarrojo hasta altitudes de más de 12 km, por encima de 99% del vapor de agua atmosférico. El KAO se utiliza en observaciones astronómicas durante más de 20 años y en 1977 descubre los anillos de Urano.


http://www.ifa.hawaii.edu/mko/

http://www.nasm.edu/nasm/dsh/artifacts/SS-caltech2.htm

http://ethel.as.arizona.edu/astro_camp/lemmon.html


Mediados de la década de 1970: Un espectrómetro de observación en el infrarrojo lejano realiza tres vuelos en un globo aerostático. Estas observaciones son ampliamente aceptadas como evidencia de la teoría del Big Bang, posteriormente confirmada por las observaciones del satélite COBE en 1989.

Década de 1980: El desarrollo de matrices de detectores infrarrojos produce otro gigantesco salto tecnológico en la capacidad de observación astronómica. Las matrices de detectores son combinaciones de varios detectores infrarrojos independientes. La tecnología de detectores infrarrojos continúa avanzado a grandes pasos.

1983: Se lanza el satélite astronómico infrarrojo (IRAS). Durante diez meses, IRAS explora más del 96% del cielo, observándolo en cuatro ocasiones diferentes. IRAS lleva a cabo el primer estudio de alta sensibilidad de todo el cielo en las bandas de 12, 25, 60 y 100 micrones. Aumenta en 70% el número de fuentes astronómicas catalogadas y detecta cerca de 350.000 fuentes infrarrojas. Los descubrimientos de IRAS incluyen el disco de gránulos de polvo alrededor de la estrella Vega, seis nuevos cometas y la intensa emisión infrarroja de las galaxias interactivas. IRAS también descubre los cirros infrarrojos, nubes de polvo caliente de muy baja intensidad presentes en casi todas las direcciones del espacio interestelar. Por primera vez es posible observar el núcleo de la Vía Láctea, invisible hasta entonces.


http://www.nasm.edu/nasm/dsh/artifacts/SS-Far-Infrared.htm


1985: En julio y agosto de 1985, un telescopio infrarrojo vuela a bordo del laboratorio espacial Spacelab 2, transportado por el transbordador espacial, para complementar las observaciones realizadas por IRAS. Esta misión produce un mapa de alta calidad de 60% del plano de nuestra galaxia.

1989: La NASA lanza el explorador del fondo cósmico (COBE) en noviembre de 1989, para estudiar las características de la radiación de fondo —los restos del Big Bang— en las bandas infrarroja y de microondas. A lo largo de cuatro años, COBE produce un mapa de todo el cielo en diversas longitudes de onda infrarrojas y descubre que la radiación de fondo cósmica no es enteramente uniforme, sino que tiene pequeñas variaciones de temperatura que podrían dar origen a la formación de galaxias.

Década de 1990: La óptica adaptiva corrige las deformaciones de las imágenes captadas por los telescopios terrestres, producidas por la turbulencia atmosférica.

1993: Comienza a operar el explorador infrarrojo del polo sur (SPIREX). La baja temperatura y la escasa humedad del polo sur permiten obtener observaciones de gran sensibilidad.

1995: El telescopio infrarrojo espacial (IRTS) es lanzado por Japón en marzo de 1995. Durante su misión de 28 días, el IRTS hace un estudio de 7% del cielo con sus cuatro instrumentos: un doble espectrómetro en el infrarrojo cercano y mediano a longitudes de onda de 1,4 a 4 micrones y de 4,5 a 11 micrones, respectivamente; un rastreador de líneas espectrales en el infrarrojo lejano, que

1995: La Agencia Espacial Europea (ESA) lanza el observatorio espacial infrarrojo (ISO) en noviembre de 1995. Este satélite observa el cielo a longitudes


http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/

http://www.ifa.hawaii.edu/ao/

http://astro.uchicago.edu/cara/research/ir/

http://isowww.estec.esa.nl/


estudia las líneas de oxígeno a 63 micrones y del carbono a 158 micrones; y un fotómetro en el infrarrojo lejano que estudia el cielo en cuatro bandas centradas en 150, 250, 400, y 700 micrones. Estos datos mejoran nuestro conocimiento de la cosmología, la materia interestelar, las estrellas tardías y el polvo interplanetario.

de onda de 2,5 a 240 micrones y es miles de veces más sensible que IRAS, con una mejor resolución espacial. ISO recopila datos durante 2,5 años (tres veces más tiempo que IRAS), hasta que consume el helio refrigerante a principios de 1998.

1996: Se pone en marcha el estudio de campo profundo del cielo meridional en el infrarrojo cercano (DENIS). Se trata de un experimento terrestre en las bandas de 0,8; 1,25 y 2,12 micrones.

1996: El experimento espacial de mediano plazo (MSX) se lanza en abril de 1996 y continúa operando hasta febrero de 1997, cuando consume el helio líquido refrigerante. Durante sus 10 meses de operación, MSX recopila una gran cantidad de datos en la banda de 4,2 a 26 micrones y estudia la emisión infrarroja del gas y el polvo que ocupan el universo. MSX tiene 30 veces más resolución espacial que IRAS y hace observaciones de regiones no estudiadas hasta entonces.

1997: Inicia su operación 2MASS, el estudio de todo el cielo a 2 micrones. Se trata de un análisis digital por imágenes altamente uniforme de la totalidad de la esfera celeste que utiliza dos telescopios: uno en el monte Hopkins (Arizona), para observar el cielo del hemisferio norte, y el otro en el cerro Tololo (Chile), para examinar el cielo meridional. Los datos son tomados a 1,25, 1,65 y 2,17 micrones. Entre sus principales metas científicas se cuentan el estudio de la estructura de la Vía Láctea y el universo cercano o local, así como el estudio exacto de las estrellas próximas al sistema solar, las enanas


http://cdsweb.u-strasbg.fr/denis.html

http://www.ipac.caltech.edu/ipac/msx/msx.html



marrones y las galaxias con núcleos activos.

1997: En febrero de 1997 se acoplan al telescopio espacial Hubble la cámara y el espectrómetro de objetos múltiples en el infrarrojo cercano (NICMOS). Este instrumento tiene tres cámaras y tres espectrómetros para obtener espectros e imágenes de alta resolución en las bandas infrarrojas más próximas a la luz visible.

2000: Inicia su operación el proyecto del interferómetro Keck, que combina los telescopios gemelos de Keck con cuatro telescopios más pequeños para formar un interferómetro con la misma resolución que un telescopio de 85 m. Se utilizará en la banda infrarroja para detectar planetas alrededor de las estrellas cercanas.

2003: El Spitzer Space Telescope esta lanzada en Agosto del 2003. Spitzer será la siguiente etapa de los grandes observatorios espaciales de la NASA. Será mucho más sensible que las anteriores misiones infrarrojas y estudiará el universo en una amplia gama de longitudes de onda infrarrojas. La misión se concentrará en recopilar datos sobre enanas marrones, superplanetas, discos de polvo planetario y protoplanetario, galaxias ultraluminosas, galaxias activas y estudios profundos del universo temprano.

2003: El observatorio estratosférico para astronomía en la banda infrarroja (SOFIA) comenzará a operar en 2003. Es un proyecto común entre la NASA y la Agencia Espacial Alemana que contará con un telescopio óptico, infrarrojo y submilimétrico de 2,5 m montado en un avión Boeing 747. Se ha diseñado para reemplazar al observatorio aerotransportado Kuiper y será el telescopio aerotransportado más grande del mundo.

2003: El explorador de imágenes en la banda infrarroja (IRIS) es una misión espacial planeada por ISAS, la agencia espacial japonesa. Tendrá una cámara para el infrarrojo cercano y mediano, y un detector para el infrarrojo lejano. IRIS

2007: El telescopio de bandas submilimétrica e infrarroja lejana (FIRST) es una misión propuesta por la Agencia Espacial Europea (ESA) para ser lanzada en el año 2007. FIRST realizará estudios de espectroscopía y fotometría en una amplia gama de


http://nicmos.as.arizona.edu/

http://planetquest.jpl.nasa.gov/Keck/keck_index.html



http://koala.astro.isas.ac.jp/Astro-F/index-e.html

http://astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/First/first.html


será utilizado para estudiar la formación y la evolución de las galaxias, la formación de las estrellas, la materia interestelar y los sistemas extrasolares. Operará con longitudes de onda de 2 a 25 micrones y de 50 a 200 micrones.

longitudes de onda infrarrojas. Será utilizado para estudiar la formación de las galaxias, la materia interestelar, la formación de las estrellas y las atmósferas de cometas y de planetas.

2007: El explorador Planck es una misión propuesta por la ESA que se pondrá en órbita en el año 2007 y operará en las bandas infrarroja y submilimétrica. Planck tomará imágenes de las anisotropías de la radiación cósmica de fondo en todo el cielo con resolución y sensibilidad excepcionales.

2008: El lanzamiento del telescopio espacial de la próxima generación (NGST) está previsto para el año 2009. El NGST será una misión infrarroja que tendrá una sensibilidad y una resolución excelentes, dándonos las mejores vistas del cielo en el infrarrojo cercano y mediano. Será utilizado para estudiar los comienzos del universo y la formación de galaxias, estrellas y planetas.

Más allá del 2009: Darwin, el proyecto de interferómetro espacial infrarrojo, es un candidato para las futuras misiones espaciales de la Agencia Espacial Europea (ESA). La meta fundamental de Darwin es buscar planetas similares a la Tierra alrededor de las estrellas cercanas, así como identificar signos de vida en esos planetas estudiando las líneas espectrales infrarrojas de sus atmósferas. Darwin también se utilizaría como observatorio astronómico infrarrojo. El proyecto Darwin consistiría en unos seis telescopios individuales combinados como un sólo interferómetro de 90 m de diámetro, que orbitaría entre


http://astro.estec.esa.nl/Planck/

http://ngst.gsfc.nasa.gov/

http://ast.star.rl.ac.uk/darwin/


Marte y Júpiter, más allá del polvo zodiacal que irradia luz infrarroja e interferiría la detección de tales planetas.

2011: El descubridor de planetas terrestres (TPF) será lanzado alrededor del año 2011 y se vislumbra como una misión espacial interferométrica de línea basal larga. Se concentrará en la detección de planetas “terrestres'' (planetas pequeños y rocosos tales como Mercurio, Venus, Tierra y Marte) fuera de nuestro sistema solar. Mediante el análisis de líneas espectrales en el infrarrojo cercano, los astrónomos esperan detectar moléculas que les permitirán determinar el grado de similitud de tales planetas con la Tierra.

El Telescopio Espacial Spitzer es una misión de la NASA operada y administrada por el Laboratorio de Propulsión a Reacción (Jet Propulsion Laboratory). Este sitio en la Red es mantenido por el Grupo de Educación y Difusión Pública en el Centro Científico Spitzer, localizado en el Instituto Tecnológico de California (California Institute of Technology), y que forma parte del Centro de Análisis y Procesamiento Infrarrojo (IPAC) de la NASA.


http://tpf.jpl.nasa.gov/

HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA INFRARROJA

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/hist_index.html (1 de 2) [27/02/2005 21:54:17]

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/launch_sp_23mar01.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/hist_early.html




http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/irtech.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/irtech.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/ground.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/air.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/orbit.html





El Centro de Procesamiento y Análisis Infrarrojo de la NASA presenta:

L'indice de la Página Descubrimiento del

infrarrojo

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Introduciéndonos a la Astronomía

CENTRO DE PROCESAMIENTO Y ANÁLISIS INFRARROJO



http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/index.html [27/02/2005 21:50:56]

http://www.ipac.caltech.edu/



http://www.unidata.ucar.edu/staff/blynds/ir_man.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/orion.htm






PROYECTOS ACTIVOS Y FUTUROS


Gracias a los rápidos avances en la tecnología de detectores infrarrojos, al desarrollo de óptica adaptiva para observación terrestre y al compromiso de las organizaciones espaciales como NASA, ESA e ISAS con respecto a las misiones de estudio de la banda infrarroja, el futuro de la astronomía infrarroja es hoy sumamente prometedor. En la próxima década la astronomía infrarroja nos traerá interesantes descubrimientos sobre nuevos planetas en órbita alrededor de estrellas cercanas; formación de planetas, estrellas y galaxias; el universo temprano; galaxias de explosión estelar (también llamadas galaxias starburst); enanas marrones; quásares y materia interestelar. A continuación presentamos un resumen de los proyectos infrarrojos actuales y futuros. Si desea más información, haga clic en los vínculos.

Para páginas con misiones submilimétricas, tales como SWAS [página en Inglés] y misiones de microondas como MAP [página en Inglés], visite Misiones astrofísicas de SSDC [página en Inglés]. Para información sobre misiones anteriores, vea Historia de la astronomía infrarroja.

2MASS – Estudio de todo el cielo a 2 micras [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: Primeras observaciones en abril de 1997 (norte) y en marzo de 1998 (sur); 3,5 años

Descripción: Un estudio por imágenes digitales altamente uniforme de todo el cielo usando dos telescopios: uno en el Monte Hopkins (Arizona) para observar el cielo septentrional y otro en Cerro Tololo (Chile), para observar el cielo meridional.

Objetivos: Producir: a) un catálogo con información astrométrica y fotométrica extremadamente precisa de cerca de 300 millones de fuentes, aún sin resolver; b) un catálogo con información posicional, fotométrica y morfológica básica de cerca de un millón de fuentes resueltas, generalmente galaxias; c) un catálogo de casi 2 millones de imágenes de 8,5 x 17 min de arco, con 1 s de arco por pixel, cubriendo todo el cielo en tres bandas del infrarrojo cercano.

Los objetivos científicos claves incluyen investigar la estructura de la Vía Láctea y el universo local, realizando un censo exacto de las estrellas en la vecindad solar, y descubrir enanas marrones y núcleos galácticos activos.

Longitudes de onda: Bandas J, H y K centradas en 1,25, 1,65 y 2,17 micras.

NICMOS – Cámara y espectrómetro de objetos múltiples en el infrarrojo cercano [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: A bordo del telescopio espacial Hubble desde febrero de 1997

Descripción: Detector infrarrojo con tres cámaras y tres espectrómetros.

Objetivos: Obtener espectros e imágenes de alta resolución en el infrarrojo cercano de distintas regiones y objetos espaciales.

Longitudes de onda: 0,8 a 2,5 micras

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/future.html (1 de 5) [27/02/2005 21:55:01]

http://cfa-www.harvard.edu/cfa/oir/Research/swas.html

http://map.gsfc.nasa.gov/

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/astro/missions.html


http://nicmos.as.arizona.edu/


SOFIA – Observatorio estratosférico para astronomía en la banda infrarroja [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: Comienzo de operación programado para el año 2004

Descripción: SOFIA, un proyecto común entre la NASA y la Agencia Espacial Alemana, será un telescopio óptico, infrarrojo y submilimétrico montado en un avión Boeing 747. Fue diseñado para reemplazar al observatorio aerotransportado Kuiper y será el telescopio aerotransportado más grande del mundo.

Objetivos: Volando a altitudes de 12,5 a 13,7 kilómetros, SOFIA observará la banda infrarroja por encima de gran parte de la atmósfera y podrá captar todas las longitudes de onda infrarrojas. SOFIA será utilizado para estudiar las nubes interestelares, la formación de estrellas y planetas, la actividad en el centro de la Vía Láctea y la composición de planetas y cometas de nuestro sistema solar. Al igual que con el observatorio aerotransportado Kuiper, permitirá a profesores y estudiantes volar en SOFIA para aprender astronomía infrarroja.

Longitudes de onda: Todo el espectro infrarrojo

SIRTF – Instalación de telescopio infrarrojo espacial [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: 2003; 2,5 a 5 años

Descripción: SIRTF es la última etapa de NASA y de sus grandes observatorios espaciales. Se trata de un telescopio de 0,85 m de diámetro equipado con una cámara, un espectrógrafo y un fotómetro. SIRTF será mucho más sensible que las misiones de banda infrarroja anteriores y estudiará el universo en una amplia gama de longitudes de onda infrarrojas. Al igual que el observatorio espacial infrarrojo (ISO), SIRTF operará también como observatorio.

Objetivos: La misión de SIRTF se concentrará en recopilar datos sobre discos protoplanetarios, enanas marrones y superplanetas, galaxias ultraluminosas, núcleos galácticos activos y el universo temprano. Asimismo, se podrá utilizar para estudiar los confines del sistema solar, las primeras etapas de formación de las estrellas y el origen de los elementos químicos.

Longitudes de onda: 3,5 a 180 micras

Interferómetro Keck [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: Comienzo de operación programado para el año 2001

Descripción: El proyecto del Interferómetro Keck combinará los telescopios gemelos Keck [página en Inglés] con cuatro telescopios más pequeños para formar un interferómetro que tendrá la misma resolución que un solo telescopio de 85 m. El Interferómetro Keck es parte del programa Orígenes de la NASA [página en Inglés] y utilizará la óptica adaptiva para compensar los efectos de la turbulencia atmosférica.

Objetivos: Detectar planetas explorando la banda infrarroja alrededor de las estrellas cercanas. En el espectro







http://astro.caltech.edu/mirror/keck/

http://origins.jpl.nasa.gov/


visible, la luz de una estrella es millones de veces más brillante que la luz de un planeta. La luz visible de un planeta que orbita una estrella es ocultada por el brillo de esta misma. En la banda infrarroja, donde los planetas tienen su brillo máximo, el brillo de la estrella se reduce y eso permite detectar los planetas.


IRIS – Explorador de imágenes en la banda infrarroja [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: Despegará en el año 2004; 1,5 años

Descripción: IRIS es una misión espacial infrarroja planeada por ISAS, la agencia espacial del Japón. Tendrá una cámara para captar el infrarrojo cercano y mediano, y un detector para el infrarrojo lejano.

Objetivos: IRIS será utilizado para estudiar la formación y la evolución de las galaxias, la formación de las estrellas, la materia interestelar y los sistemas extrasolares.

Longitudes de onda: 2 a 25 micras y 50 a 200 micras

Webb – Telescopio espacial de la próxima generación [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: Lanzamiento programado para el año 2010

Descripción: El NGST es una misión infrarroja que es parte del Programa Orígenes de la NASA

Objetivos: NGST tendrá sensibilidad y resolución excelentes, dándonos las mejores vistas del cielo en el infrarrojo cercano y mediano. Será utilizado para estudiar los comienzos del universo y la formación de galaxias, estrellas y planetas.


TPF – Descubridor de planetas terrestres [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: Lanzamiento programado para el año 2012; más de 6 años

Descripción: TPF se planea como una misión espacial interferométrica de línea basal larga y es parte del Programa Orígenes de la NASA [página en Inglés]. Un interferómetro es un grupo de telescopios conectados a través de una “línea basal”. Tomando datos de varios telescopios así conectados es posible tomar medidas de posición muy exactas.

Objetivos: Los TPF se concentrarán en la detección de planetas “terrestres” (planetas pequeños y rocosos tales como Mercurio, Venus, Tierra y Marte) fuera de nuestro sistema solar y en órbita alrededor de otras estrellas. Estudiando las líneas espectrales de la banda infrarroja cercana, los astrónomos podrán también detectar varias moléculas indicativas del grado de similitud de estos planetas con la Tierra.

Otra misión espacial a largo plazo considerada por la NASA es un interferómetro del infrarrojo lejano, que abarcaría longitudes de onda infrarrojas no incluidas en la misión TPF. Esta nueva misión aún no tiene nombre, pero estudiaría las fases más tempranas y frías de las estrellas y la formación de discos planetarios.

Longitudes de onda: 7 a 20 micras (la banda más apropiada para buscar planetas como la Tierra)


http://koala.astro.isas.ac.jp/Astro-F/index-e.html

http://ngst.gsfc.nasa.gov/


http://origins.jpl.nasa.gov/missions/tpf.html

http://origins.jpl.nasa.gov/missions/tpf.html



FIRST – Telescopio de bandas submilimétrica e infrarroja lejana [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: Lanzamiento programado para el año 2007; más de 3 años

Descripción: FIRST es una misión propuesta por la Agencia Espacial Europea y es parte del programa científico Horizon 2000 de la ESA [página en Inglés].

Objetivos: FIRST realizará espectroscopía y fotometría en una amplia gama de longitudes de onda infrarrojas. El plan actual consiste en combinarlo con la misión PLANCK [página en Inglés] de la ESA. Será utilizado para estudiar la formación de galaxias, la materia interestelar, la formación de las estrellas y la atmósfera de cometas y planetas.

Longitudes de onda: 80 a 670 micras

PLANCK [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: Lanzamiento programado para el año 2007

Descripción: PLANCK es una misión infrarroja y submilimétrica propuesta por la ESA – Agencia Espacial Europea y es parte de su programa científico Horizon 2000.

Objetivos: PLANCK tomará imágenes de las anisotropías de la radiación cósmica de fondo en todo el cielo con resolución y sensibilidad excepcionales.

Longitudes de onda: 350 a 10.000 micras

Darwin – Proyecto de interferómetro espacial infrarrojo [página en Inglés]

Comienzo/vigencia: A partir del año 2015

Descripción: Darwin es uno de los posibles proyectos de futuras misiones espaciales infrarrojas e interferométricas de la ESA (Agencia Espacial Europea).

Objetivos: La meta fundamental de Darwin es buscar planetas similares a la Tierra que orbitan estrellas cercanas, y buscar signos de vida en ellos estudiando las líneas espectrales infrarrojas de sus atmósferas. Darwin también se utilizaría como observatorio astronómico infrarrojo. El proyecto Darwin consistiría de cerca de 6 telescopios individuales combinados como un mismo interferómetro de 90 m de diámetro, que orbitaría entre Marte y Júpiter, más allá del polvo zodiacal que irradia luz infrarroja a las longitudes de onda utilizadas para buscar a planetas.

Longitudes de onda: Aún no se han determinado; infrarrojo cercano




http://astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/First/first.html

http://www.esa.int/export/esaCP/index.html

http://sci.esa.int/



http://www.esrin.esa.it/

http://www.esrin.esa.it/

http://www.estec.esa.nl/spdwww/

http://ast.star.rl.ac.uk/darwin/




EL UNIVERSO INFRARROJO

EL UNIVERSO INFRARROJO

Ver una imagen infrarroja del sol

Los planetas y nuestro sistema solar

Formación de las estrellas

Estrellas

Planetas extrasolares

Nuestra galaxia

Otras galaxias

Entre las estrellas

Masa perdida – ¿Enanas marrones?

El universo temprano

Imagen de la semana por 2MASS

Ultima revisión: 28 de noviembre de 2000

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/univ_index.html [27/02/2005 21:55:26]

http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/pow.html






Sitio de SIRTF en Español

LOS PLANETAS Y NUESTRO SISTEMA SOLAR

Todos los planetas y las lunas de nuestro sistema solar emiten intensamente en el infrarrojo. Esta emisión infrarroja se debe al calor generado por sus atmósferas y superficies, las cuales alcanzan su máxima intensidad en el infrarrojo mediano y lejano (ondas de 15 a 100 micrones). Los objetos del sistema solar también reflejan la radiación infrarroja del sol, y su máxima intensidad tiene lugar en el infrarrojo cercano a 0,5 micrones. El estudio de la radiación infrarroja nos ha proporcionado amplia información sobre su temperatura y composición química. En el caso de planetas y lunas con atmósfera, los estudios infrarrojos nos muestran la cantidad y la composición de los gases atmosféricos, así como la variación de la temperatura atmosférica en función de la altitud. Además, la astronomía infrarroja hizo posible descubrir nuevos cometas, asteroides y bandas de polvo en nuestro sistema solar.

VENUS: La luz solar que atraviesa la atmósfera de Venus es absorbida por su superficie, que a su vez irradia principalmente en la banda infrarroja. El dióxido de carbono de la gruesa capa atmosférica de Venus atrapa esta radiación y calienta aún más su superficie hasta unos 750 K (480 °C), un valor tan alto que podría derretir el plomo. Al estudiar los espectros infrarrojos de Venus, los astrónomos descubrieron la presencia de gotas de ácido sulfúrico suspendidas en su atmósfera. Compare la imagen infrarroja de las nubes de Venus* [página en Inglés], a la izquierda, con la imagen de su luz visible* [página en Inglés], a la derecha. Ambas imágenes fueron tomadas por la nave espacial Galileo.

JÚPITER: Este planeta irradia 1,6 veces más ondas infrarrojas que las recibidas del Sol, lo cual indica que posee una fuente de energía interna; probablemente se trate de calor generado por el colapso gravitacional ocurrido durante su formación. Estudiando la emisión infrarroja de Júpiter, hemos aprendido mucho sobre la estructura de sus nubes. Las oscuras bandas horizontales de Júpiter son más brillantes en el infrarrojo que sus brillantes franjas horizontales. Esto significa que se trata de zonas de gas caliente. A continuación incluimos una imagen infrarroja de Júpiter y una de sus lunas* [página en Inglés], tomada por Phil Nicholson (Universidad de Cornell), Mike Meyer (Universidad de Massachusetts) y Guy Worthey (Universidad de St. Ambrose).

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/ssys.html (1 de 4) [27/02/2005 21:55:42]

http://www.jpl.nasa.gov/galileo/slides/slide3.html




http://www-a.jpl.nasa.gov/sl9/image10.html



SATURNO: Al igual que Júpiter, Saturno también irradia dos veces más energía infrarroja que la que recibe del sol. El observatorio espacial infrarrojo (ISO) estudió recientemente la concentración de hidrógeno y de elementos pesados en la atmósfera de Saturno. Estas mediciones nos dieron información sobre la composición de la nube de gas y polvo primordial de la cual se formaron el sol y los planetas. A continuación, vemos una imagen infrarroja de Saturno tomada por HST/NICMOS* [página en Inglés], que muestra detalles de la estructura de sus nubes.

Imagen: Cortesía de NASA/AURA/STScI

TITÁN: En 1944, Gerard Kuiper descubrió que Titán, la luna más grande de Saturno y del sistema solar, tenía una atmósfera. Kuiper detectó metano estudiando la emisión infrarroja. Las primeras imágenes de la superficie de Titán fueron obtenidas en 1994 por astrónomos que utilizaron la cámara planetaria de campo amplio del telescopio espacial Hubble. Estas imágenes fueron tomadas en el infrarrojo cercano, puesto que la radiación infrarroja puede penetrar la atmósfera. Titán es más grande que Mercurio y sólo un poco más pequeño que Marte. Las imágenes infrarrojas de su superficie muestran un área brillante con un tamaño de unos 4000 km, es decir, casi tan grande como Australia. La ilustración de abajo a la izquierda es un conjunto de cuatro imágenes de Titán en el infrarrojo cercano * [página en Inglés]. Compárese con la imagen óptica de Titán* [página en Inglés], a la derecha, tomada por el Voyager 2. Ambas imágenes son cortesía de la NASA y del NSSDC.

ASTEROIDES: Los asteroides son objetos rocosos y metálicos cuyos tamaños oscilan entre 1 y



http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1998/18/a.html



http://nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery/caption/hst_titan_surf.txt

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery/caption/titan.txt


http://nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery/caption/hst_titan_surf.txt



1000 km. Se mueven en órbita alrededor del Sol y se cree que son materia remanente de la formación de los planetas de nuestro sistema solar. La mayoría de los asteroides se encuentran en un cinturón o banda ubicado entre las órbitas de Júpiter y Marte. Los astrónomos también han identificado un grupo de asteroides que, en su movimiento alrededor del Sol, cruzan la órbita de la tierra. La radiación infrarroja de un asteroide* [página en Inglés] se puede utilizar para conocer su posición, composición química, forma y tamaño. El satélite astronómico infrarrojo IRAS descubrió unos 400 nuevos asteroides y tomó datos de otros 1800 ya conocidos.

COMETAS: Los cometas son básicamente bolas de nieve y polvo que orbitan alrededor del Sol. Consisten en un núcleo helado, rodeado por una gran nube de gas y polvo, llamada cola. La cola del cometa se forma cuando el hielo del núcleo se calienta y se evapora. Los cometas tienen dos colas: una está compuesta de gas; la otra, de polvo. La cola de gas es creada por el viento solar, cuyo campo magnético empuja el gas y lo aleja del núcleo del cometa. La cola de polvo no es afectada por los campos magnéticos, sino por la radiación solar. La cola de polvo refleja la luz solar e irradia en la banda infrarroja. Esta radiación permite estudiar la composición del cometa, así como la velocidad de pérdida de masa de su núcleo. Gracias a IRAS, los astrónomos han descubierto que el espacio interplanetario del sistema solar está ocupado por polvo de cometas, y que los cometas tienen más polvo de lo que se creía. Los meteoros que caen a través de nuestra atmósfera —y que vemos como estrellas fugaces— son probablemente los trozos más grandes de este polvo de cometas, el cual se torna incandescente al penetrar en la atmósfera terrestre. IRAS fue el primer satélite que descubrió un cometa (el IRAS-Araki-Alcock). En total, IRAS descubrió 6 nuevos cometas y tomó datos de otros 25 ya conocidos.

IMPACTO DE UN COMETA CONTRA JÚPITER: En 1994, varios fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9, que se había roto durante su órbita anterior de 1992, chocaron contra Júpiter. Estos impactos liberaron una enorme cantidad de energía en la atmósfera de Júpiter. Algunas de las imágenes más espectaculares del cometa Shoemaker-Levy en colisión con Júpiter* [página en Inglés] fueron tomadas en el infrarrojo. La primera imagen muestra el impacto del fragmento A* [página en Inglés] (cortesía de NASA/NSSDC; Tom Herbst, Instituto de Astronomía Max Planck, Alemania; Doug Hamilton, Instituto de Física Nuclear Max Planck, Alemania; Hermann Boehnhardt, Universidad de Sternewarte, Alemania; José Luís Ortiz Moreno, Instituto de Astrofísica de Andalucía, España). La segunda fotografía es una imagen infrarroja que muestra los fragmentos A, E, F, G y H mientras chocan con Júpiter (cortesía de NASA/NSSDC).

BANDAS DE POLVO ZODIACAL: IRAS también descubrió la emisión infrarroja que proviene de las bandas de polvo zodiacal que rodean nuestro sistema solar. Es muy probable que este polvo provenga de colisiones entre asteroides. Dos de estas bandas se encuentran 9° por encima y 9° por debajo del plano de la eclíptica (el plano formado por la órbita de la Tierra alrededor del Sol). Las


http://www.astro.uu.se/planet/asteroid/thermal/

http://www.jpl.nasa.gov/sl9/

http://www.jpl.nasa.gov/sl9/image295.html

http://www.jpl.nasa.gov/sl9/image295.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/images/cometcrash_aefhg.gif


bandas zodiacales son el resultado de fragmentos que transcurren más tiempo en los extremos de su órbita, lo que produce un aumento evidente de la densidad a ±9°. Otra banda se encuentra en el plano de la eclíptica. La emisión infrarroja de estas bandas indica temperaturas de 165 a 200 K (-258 a -73 °C) y distancias al sol de 2,2 a 3,5 UA (una unidad astronómica es la distancia de la Tierra al Sol y mide unos 150.000.000 km). Por lo tanto, las bandas se encuentran entre las órbitas de Júpiter y Marte, en la zona del cinturón de asteroides. IRAS también encontró evidencia de bandas zodiacales alrededor de otras estrellas.


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EL UNIVERSO INFRARROJO – Formación de las estrellas

FORMACIÓN DE LAS ESTRELLAS

Muchos de los objetos infrarrojos más interesantes están asociados con la formación de las estrellas. Las estrellas son formadas por nubes de gas y polvo que se colapsan por su propia gravedad. Al colapsarse, la nube gaseosa aumenta su densidad y su temperatura, y se hace más caliente y densa en su centro, que es donde con el tiempo surgirá la nueva estrella. El objeto formado al centro de la nube colapsada, que luego se convertirá en estrella, se denomina protoestrella. Como las protoestrellas están rodeadas de gas y polvo, es difícil detectarlas como luz visible. Las ondas visibles que emite son absorbidas por la materia que la rodea. Sólo en las fases evolutivas más avanzadas, cuando la protoestrella alcanza más temperatura y su radiación despeja gran parte del material adyacente, la nueva estrella puede ser detectada como luz visible. Hasta entonces, las protoestrellas sólo se pueden detectar como luz infrarroja. La luz de la protoestrella es absorbida por el polvo que la rodea, el cual se calienta e irradia en el infrarrojo. Los estudios de las regiones de formación de las estrellas nos darán información clave sobre cómo nacen las estrellas y, en consecuencia, acerca de la formación de nuestro propio sol y de nuestro sistema solar.

IRAS catalogó millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y polvo, que podrían ser regiones de Formación de las estrellas. A continuación se incluyen dos imágenes de IRAS: la constelación de Orión, en la cual existen varias regiones de formación estelar activa, y la nube Rho Ophiuchi.

Cuando las protoestrellas comienzan a desprenderse del polvo y gas que las rodea, a través de su “viento” estelar, se denominan estrellas T-Tauri. El polvo caliente que permanece alrededor de estas estrellas continúa irradiando en el infrarrojo. Existen evidencias de que el gas y el polvo remanentes forman discos giratorios que marcan el inicio de sistemas planetarios. Los objetos Herbig-Haro, que también están relacionados con estrellas de reciente formación, se pueden estudiar en el infrarrojo. Estos objetos son pequeñas nebulosas que varían de tamaño y brillo en pocos años. Tanto los objetos Herbig-Haro como las estrellas T-Tauri se encuentran en regiones de formación estelar activa. Se cree que estas nebulosas corresponden a flujos de gas de alta velocidad expulsado por estrellas jóvenes al chocar contra nubes interestelares. El estudio de las estrellas T-Tauri y los objetos Herbig-Haro nos ayudará a comprender los detalles de cómo se forman las estrellas. Más abajo se muestran las imágenes infrarrojas obtenidas por óptica adaptiva de dos estrellas T-Tauri (HL Tauri, UY Aur) [página en Inglés].

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/sform.html (1 de 2) [27/02/2005 21:55:52]

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/orion_sp_23mar01.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/roph_sp_23mar01.html

http://www.ifa.hawaii.edu/ao/images/TTauri/TTauri.html


EL UNIVERSO INFRARROJO – Formación de las estrellas

Imágenes: Gentileza de Laird Close, Grupo de Óptica Adaptiva, Universidad de Hawaii

Los glóbulos de Bok se encuentran también en regiones de formación estelar. Son nubes pequeñas (aproximadamente 1 año luz de diámetro) que contienen de 10 a 1000 masas solares de gas y polvo. En la luz visible, los glóbulos de Bok se ven como una silueta oscura contra las nebulosas brillantes. No producen ninguna luz óptica por sí mismos y se cree que son nubes que se están colapsando y que más tarde formarán estrellas. Las observaciones infrarrojas de IRAS demostraron que algunos glóbulos de Bok contienen protoestrellas. Por ejemplo, Barnard 5 es un glóbulo de Bok que contiene por lo menos cuatro protoestrellas.

Última actualización: 6 de setiembre de 2000

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EL UNIVERSO INFRARROJO – Estrellas

ESTRELLAS

Mucho hemos aprendido acerca de las estrellas mediante el estudio de su emisión infrarroja. Las observaciones infrarrojas nos han llevado al descubrimiento de una gran cantidad de estrellas que son demasiado frías para ser detectadas por su luz visible o que están ocultas por nubes de gas y polvo. Las observaciones infrarrojas también condujeron al descubrimiento de varias estrellas que tienen materia en órbita alrededor de ellas.

La imagen anterior muestra las fuentes puntuales vistas por el satélite astronómico infrarrojo (IRAS) en todo el cielo. El plano de nuestra galaxia (la Vía Láctea) se encuentra a lo largo de la imagen. Las fuentes han sido coloreadas de acuerdo a sus colores infrarrojos. Las fuentes azules son las estrellas más frías dentro de nuestra galaxia y muestran una concentración evidente hacia el plano y el centro galácticos. Las fuentes de color verde-amarillo son galaxias que están uniformemente distribuidas en el cielo, con un incremento a lo largo del círculo mayor por encima del plano galáctico. Este incremento se debe a las galaxias del supercúmulo local. Las fuentes rojizas son cirros infrarrojos, compuestos por materia extremadamente fría muy cerca de nosotros, en nuestra propia galaxia. Las áreas negras no fueron examinadas por IRAS.

En 1997, la cámara infrarroja del telescopio espacial Hubble (NICMOS) reveló una de las estrellas más brillantes de nuestra galaxia* [página en Inglés]. Esta estrella, más de 10 millones de veces más brillante que nuestro sol, fue descubierta en el centro de la Vía Láctea, donde permanecía oculta a los telescopios ópticos por la densidad del polvo que la rodea. En la imagen de la izquierda se pueden ver dos capas de gas expulsadas por la estrella, en una de las erupciones estelares más grandes jamás vistas. La imagen de la derecha muestra el descubrimiento de una estrella “espiral” en el infrarrojo* [página en Inglés]. Esta estrella, llamada Wolf-Rayet 104, es tres veces más grande que nuestro sol y 100.000 veces más brillante. Por su tamaño tan grande y su radiación tan intensa, parte de su atmósfera es expulsada. Wolf-Rayet 104 es un sistema binario de estrellas y su compañera es una estrella más pequeña de tipo OB. El material expulsado por Wolf-Rayet 104 interactúa con los vientos estelares de ambas estrellas, dando lugar a una configuración en espiral.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/stars.html (1 de 2) [27/02/2005 21:56:13]

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/psc_allsky.htm

http://oposite.stsci.edu/pubinfo/PR/97/33.html


http://isi.ssl.berkeley.edu/wr104.html


EL UNIVERSO INFRARROJO – Estrellas

Imagen de la izquierda: Cortesía de Don F. Figer (Universidad de California en Los Ángeles) y NASA, AURA/STScI

Imagen de la derecha: Cortesía del Laboratorio de Ciencias Espaciales de la Universidad de California en Berkeley/Observatorio W.M. Keck

Hay una clase de estrellas, llamadas estrellas variables Mira, que emiten la mayoría de su radiación en el infrarrojo. Se trata de estrellas gigantes rojas y frías, con un tamaño aproximadamente 700 veces el diámetro de nuestro sol, y son la clase más numerosa de las estrellas variables (estrellas de brillo variable).


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EL UNIVERSO INFRARROJO – Planetas extrasolares

PLANETAS EXTRASOLARES

En la década de 1980, gracias a las observaciones llevadas a cabo por el satélite IRAS, los astrónomos descubrieron una veintena de estrellas rodeadas de polvo interestelar, cuya emisión infrarroja se extendía hasta cientos de unidades astronómicas (una unidad astronómica es la distancia entre la Tierra y el Sol). Este descubrimiento llevó a los astrónomos a realizar observaciones más detalladas de estas estrellas. Así, se han encontrado extensas regiones de polvo en forma de discos en el plano de rotación de algunas estrellas. A partir de la materia que compone estos discos, se forman o se formarán en el futuro los planetas. Estos resultados han dado origen a uno de los nuevos campos de investigación más interesantes de la astronomía: la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas. Algunas de las estrellas estudiadas fueron Beta Pictoris, HL Tauri, Vega, Epsilon Eridani y Alfa Piscis Austrinus. El descubrimiento de estos discos proporcionó la primera evidencia sustancial de que es posible que existan otros sistemas solares. Unos años más tarde, en 1995, se detectó la posible existencia de un planeta de tamaño similar a Júpiter alrededor de la estrella Beta Pictoris.

Imagen de la izquierda: J.L. Beuzit y colaboradores. (Observatorio de Grenoble), ESOImagen de la derecha: G. Schneider (Observatorio Steward, Universidad de Arizona), B. Smith (Universidad

de Hawaii), NIC MOS/IDT

La ilustración anterior (izquierda) es una imagen infrarroja de Beta Pictoris* [página en Inglés], tomada con el Observatorio Europeo del Sur (ESO). La presencia de una deformación en este disco indica la existencia de un planeta similar a Júpiter alrededor de esta estrella. Hay también evidencia de la existencia de cometas alrededor de Beta Pictoris. Con excepción de Beta Pictoris, estos discos de materia no son captados por los telescopios a longitudes de onda visibles. La luz visible de un planeta o de un disco es ocultada por el intenso brillo de la estrella alrededor de la cual orbita. En el infrarrojo, donde los planetas tienen su brillo máximo y la intensidad de la estrella se reduce, es posible detectar sus planetas. Para facilitar la detección de planetas, los astrónomos infrarrojos utilizan discos que ocultan la luz de la estrella y permiten obtener una mejor vista de sus posibles planetas. La ilustración anterior (derecha) es una imagen infrarroja de un disco alrededor de la estrella HR 4796A* [página en Inglés], tomada con la cámara infrarroja NICMOS del Hubble. En esta imagen se aprecia claramente cómo es bloqueada la luz de la estrella (que es cerca de 1000 veces más brillante que el disco) para ver mejor el anillo de materia

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/planets.html (1 de 2) [27/02/2005 21:56:24]

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/phot-16-97.html

http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1999/03/b.html




EL UNIVERSO INFRARROJO – Planetas extrasolares

que la rodea.

Los futuros y cautivantes programas infrarrojos en el espacio, como por ejemplo SIRTF* [página en Inglés] y TPF* [página en Inglés], así como otros programas de investigación terrestres tales como el interferómetro Keck* [página en Inglés], concentrarán sus esfuerzos en el descubrimiento y el estudio de planetas extrasolares.


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http://tpf.jpl.nasa.gov/


EL UNIVERSO INFRARROJO – Nuestra galaxia

NUESTRA GALAXIA

Ya que la radiación infrarroja puede pasar más fácilmente a través del gas y del polvo, las imágenes infrarrojas revelan la estructura de nuestra galaxia mucho mejor que las imágenes de luz visible. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, irradia casi la mitad de su luminosidad en la banda infrarroja.

La Vía Láctea es una galaxia espiral que contiene 100.000 millones de estrellas. Tiene un diámetro superior a 100.000 años luz (1000.000.000.000.000.000 km), un disco con brazos en espiral y un centro o esferoide central denso. El núcleo no es visible a las longitudes de onda ópticas porque se oculta detrás de numerosas nubes de gas y polvo. No obstante, podemos ver el centro de nuestra galaxia en el infrarrojo, puesto que los rayos infrarrojos pueden penetrar el polvo. La imagen que vemos a la derecha es una combinación de datos infrarrojos tomados por los proyectos 2MASS [página en Inglés] y MSX [página en Inglés]. El plano galáctico se extiende horizontalmente a lo ancho de la imagen, en tanto que el núcleo galáctico es el brillante objeto amarillo ubicado al centro. En las regiones azules capturadas por 2MASS, es posible ver en el infrarrojo numerosas estrellas invisibles a los telescopios

Proyecto 2MASS, Universidad de Massachusetts,IPAC/Caltech, NSF, NASA

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/ourgal.html (1 de 2) [27/02/2005 21:56:32]

http://www.ipac.caltech.edu/index.html

http://www.ipac.caltech.edu/ipac/msx/msx.html

http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/2mass_msx_gc.html

EL UNIVERSO INFRARROJO – Nuestra galaxia

ópticos. Las zonas rojas captadas por MSX muestran la distribución de polvo cerca del centro de nuestra galaxia.

El centro de nuestra galaxia es una de las fuentes infrarrojas más brillantes del cielo. Es cerca de mil veces más brillante en el infrarrojo que en las longitudes de onda de radio. Las observaciones infrarrojas muestran que consiste en una región muy densa y compacta de estrellas, y que tanto las estrellas como el gas cerca del centro tienen órbitas muy rápidas (probablemente debido a la existencia de un agujero negro).

Michael Hauser (Instituto de Ciencias Telescópicas Espaciales),equipo científico de COBE/DIRBE, y NASA

A la izquierda hay una imagen infrarroja de todo el cielo obtenida por el satélite COBE. La banda más brillante en el centro es una imagen de la Vía Láctea . Así es cómo nuestra galaxia aparece desde nuestro punto de vista en la órbita del sol alrededor del centro galáctico. El sistema solar se encuentra en la periferia del disco galáctico, a unos 30.000 años luz de su centro (unos 2.800.000.000.000.000.000 kilómetros). Es interesante comparar las imágenes de nuestra galaxia en distintas longitudes de onda.


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http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1998/01/a-js.html

EL UNIVERSO INFRARROJO – Galaxias

OTRAS GALAXIAS

La radiación infrarroja de las galaxias se origina básicamente en tres tipos de fuentes: estrellas, gas interestelar y polvo. Las ondas emitidas por las estrellas alcanzan su máximo nivel en la banda infrarroja cercana al espectro visible (longitudes de onda de 1 a 3 micrones). La radiación emitida por átomos y moléculas de gas interestelar es sólo un pequeño porcentaje de la radiación infrarroja generada por las galaxias. La fuente primaria de radiación infrarroja más allá de los 3 micrones es la emisión térmica de las partículas de polvo calentadas por la luz de las estrellas.

Las galaxias más brillantes en la banda infrarroja son las que tienen más polvo (por ejemplo, en regiones donde las estrellas aún se están formando). Utilizando el satélite, IRAS los astrónomos observaron 20.000 galaxias en el infrarrojo. Muchas de ellas son galaxias de explosión estelar (también llamadas galaxias starburst), es decir, galaxias en donde se están formando un gran número de nuevas estrellas y por ello son extremadamente brillantes en el espectro infrarrojo. Posiblemente los futuros estudios

infrarrojos de estas galaxias nos permitan descubrir la causa de este ímpetu en la formación de estrellas. A la izquierda vemos una imagen infrarroja tomada por el telescopio 2MASS de una galaxia de explosión estelar.

Las galaxias elípticas son débiles en el infrarrojo porque tienen poco gas y polvo. Las galaxias espirales, que son ricas en gas y polvo, son fuentes infrarrojas intensas gracias a que en ellas aún hay actividad de formación estelar. Aproximadamente la mitad de la luminosidad de una típica galaxia espiral se irradia en longitudes de onda del infrarrojo lejano. Más abajo se muestran imágenes infrarrojas de tres galaxias: M83, tomada por el observatorio espacial infrarrojo ISO (Diario de Astronomía de Francia, junio de 1996); M104, captada por el telescopio 2MASS; y M51, también tomada por 2MASS.

En ocasiones, las galaxias —formadas por miles de millones de estrellas— chocan. Estas colisiones inician la formación de estrellas gracias a la compresión de las nubes de gas y de polvo, que se colapsan debido a su propia gravedad y dan origen nuevas estrellas. Debido a la alta tasa de formación de estrellas, los choques de galaxias con abundancia de gases irradian intensamente en la gama infrarroja. El satélite ISO detectó varias colisiones de galaxias* [página en Inglés] en el infrarrojo. Abajo se incluyen dos imágenes de 2MASS que muestran choques de galaxias.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/galaxies.html (1 de 2) [27/02/2005 21:56:41]

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/images/2mass_starburst.jpg

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/images/m83_lw2.gif

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/images/m104j.gif

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/images/m51j.gif

http://www.ipac.caltech.edu/iso/iso.html

EL UNIVERSO INFRARROJO – Galaxias

En diciembre de 1995, el telescopio espacial Hubble exploró una pequeña región celestial y obtuvo la imagen más profunda jamás lograda. Esta región del cielo se denomina ahora campo profundo del Hubble. En 1996, utilizando el satélite ISO, los astrónomos descubrieron que muchas de las galaxias más débiles detectadas por el Hubble en el campo profundo irradiaban la mayoría de su energía como ondas infrarrojas, lo cual significa que se encuentran en un período de formación de estrellas muy activo. Recientemente, las imágenes del 2MASS tomadas en la banda del infrarrojo cercano permitieron descubrir varias nuevas galaxias ubicadas detrás de la Vía Láctea.

Para ver otras galaxias infrarrojas, visite la Galería extragaláctica de 2MASS* [página en Inglés] y la Galería de galaxias infrarrojas del telescopio Hubble* [página en Inglés]


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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/galaxies.html (2 de 2) [27/02/2005 21:56:41]

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/images/2mass_intergal.jpg

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/images/2mass_stephans.jpg

http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/index.html

http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1999/10/

EL UNIVERSO INFRARROJO – Entre las estrellas

ENTRE LAS ESTRELLAS

A menudo se cree que el espacio interestelar se encuentra totalmente vacío, pero no es cierto. Gran parte del espacio interestelar está ocupado por gas —principalmente hidrógeno y helio— y por minúsculas partículas que los astrónomos denominan polvo, compuestas principalmente por carbono, silicio y oxígeno. En algunas regiones, el material interestelar es muy denso y forma nebulosas. En otras, la densidad del gas y del polvo interestelar es muy baja. La imagen de la derecha muestra una vista infrarroja del gas y del polvo de nuestra galaxia, a lo largo del plano de la Vía Láctea. Se ven claramente áreas de polvo y gas densos, así como regiones esencialmente vacías.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/ism.html (1 de 4) [27/02/2005 21:56:49]



W. Waller y F. Varosi (GSFC), IRAS, SkyView, NASA

La materia interestelar irradia intensamente en el infrarrojo. La mayor parte de este gas y polvo se origina en la muerte de las estrellas, que explotan como supernovas o que expulsan al espacio sus capas más externas, con lo que devuelven la materia al espacio interestelar. De este material se forman las nuevas estrellas. Con frecuencia, el gas y el polvo interestelares sólo puede detectarse como emisiones infrarrojas. Gracias a la utilización de detectores infrarrojos, los astrónomos pueden penetrar las nubes de gas y polvo interestelares, a menudo invisibles, y obtener amplia información sobre su composición y su estructura. La astronomía infrarroja ha detectado varios tipos de moléculas interestelares complejas. Más abajo se presentan dos imágenes infrarrojas tomadas por NICMOS de la materia expulsada al espacio por estrellas en las últimas etapas de sus vidas.

Imagen de la izquierda: Cortesía de Rodger Thompson, Marcia Rieke, Glenn Schneider, Dean Hines





(Universidad de Arizona); Raghvendra Sahai (Laboratorio de Propulsión a Reacción (JPL); Equipo de Definición de Instrumental de NICMOS, y NASA/AURA/STScI

Imagen de la derecha: Cortesía de William B. Latter (Centro Científico de SIRTF/Caltech) y NASA/AURA/STScI

Un descubrimiento sorprendente de la misión IRAS fue que el espacio está ocupado por finas motas de polvo, muy débiles para ser detectadas en el espectro visible. A estas nubes se las denomina cirros infrarrojos, porque se asemejan a las altas nubes presentes en la atmósfera terrestre. Los cirros infrarrojos son muy fríos (15 a 30 K, o -258 a -243 °C) y por ello sólo se pueden detectar en el infrarrojo. Su temperatura se debe a que los granos de polvo interestelares son calentados muy levemente por la radiación de las estrellas circundantes.

Imagen de un cirro infrarrojo observado por IRAS hacia el polo sur celeste; espectro de un cirro infrarrojo obtenido por ISO-LWS


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/south_sp_23mar01.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/cirrus_sp_23mar01.html






El observatorio espacial infrarrojo (ISO) está especialmente equipado para observar el medio interestelar en detalle. Con ISO, los astrónomos descubrieron líneas de emisión del vapor de agua en diversas fuentes, tales como regiones de formación de estrellas, nebulosas planetarias y estrellas cercanas recién formadas. ISO también identificó por primera vez moléculas de hielo de cianuro de hidrógeno en una nube de polvo alrededor de una estrella muy joven.


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EL UNIVERSO INFRARROJO – La búsqueda de la masa perdida

MASA PERDIDA – ¿ENANAS MARRONES?

El movimiento de las estrellas y de las galaxias está afectado por materia que aún no se ha detectado. Gran parte de esta materia invisible, que los astrónomos denominan masa perdida, podría estar compuesta por enanas marrones, que son objetos con una masa comprendida entre dos veces la de Júpiter y 0,08 veces la masa del Sol (esta cifra es el límite más bajo para que ocurran las reacciones nucleares ). Las enanas

marrones son, por lo tanto, “estrellas” que nunca han podido brillar, ya que sus núcleos no alcanzan densidades y temperaturas suficientes para iniciar las reacciones de fusión nuclear. El proceso de fusión requiere una densidad extremadamente alta en el núcleo de la estrella para comprimir los átomos del hidrógeno, juntarlos y producir helio, lo que libera tremendas cantidades de energía en forma de radiación. Otro componente de la masa perdida pueden ser los núcleos exhaustos de las estrellas muertas. La mayoría de las estrellas, cuando consumen su combustible y sus reacciones de fusión se detienen, se enfrían y eventualmente se apagan hasta el punto que dejan de irradiar una cantidad de luz visible suficiente para ser detectadas por los telescopios ópticos.

Gracias a los satélites infrarrojos, tenemos la esperanza de encontrar esta masa perdida detectando el calor de tales objetos, demasiado fríos para irradiar luz visible. Recientemente, los datos obtenidos por 2MASS (estudio de todo el cielo a 2 micrones) permitieron identificar la enana marrón más fría. A la derecha vemos la imagen infrarroja del cúmulo de estrellas de la constelación del Trapecio, en la nebulosa de Orión. Esta imagen es parte de un estudio realizado por UKIRT, el telescopio infrarrojo del Reino Unido, que permitió identificar más de 100 posibles enanas marrones en la banda infrarroja.

Philip Lucas (Universidad de Hertfordshire) y Patrick Roche (Universidad de Oxford), UKIRT

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/missing.html (1 de 2) [27/02/2005 21:56:56]

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/images/browndwarf.gif

http://www.ipac.caltech.edu/2mass/index.html

http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/gl570.html



EL UNIVERSO INFRARROJO – La búsqueda de la masa perdida

Interpretación de un artista, cortesía del Dr. Robert Hurt, IPAC

El descubrimiento de los objetos que constituyen la masa perdida también dará a los astrónomos una mejor idea sobre el destino de nuestro universo. Nuestro universo actualmente se está expandiendo, debido a la gran explosión del Big Bang. Si hay bastante masa, se cree que esta expansión del universo eventualmente se detendrá y que el universo se colapsará de nuevo. Esta situación podría significar que el universo está sometido a un ciclo sin fin de expansiones y colapsos, con una nueva gran explosión después de cada colapso. Si no hay bastante masa para que el universo se colapse, éste continuará expandiéndose. Sólo sabremos el destino del universo cuando determinemos con precisión cuánta masa tiene. La detección de la masa perdida será probablemente la clave para responder a esta pregunta.


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EL UNIVERSO INFRARROJO – El universo temprano

EL UNIVERSO TEMPRANO

En la banda infrarroja, los astrónomos pueden recopilar información sobre cómo era el universo hace mucho tiempo y estudiar la evolución temprana de las galaxias. Aunque la luz viaja en forma extremadamente rápida (300.000 km/s), el universo es tan increíblemente extenso que puede tomar miles de millones de años para que la luz de ciertos objetos del universo llegue a nosotros. Cuanto más lejano se encuentra un objeto, tanto más lejano en el pasado lo vemos. Por ejemplo, la luz procedente del Sol tarda unos 8 minutos en llegar a la Tierra, así que los astrónomos solares ven el Sol tal como era hace 8 minutos. Si una llamarada solar se originase en este mismo momento, no la veríamos sino hasta dentro de 8 minutos. La luz de la estrella más cercana toma cerca de 4,3 años en alcanzarnos, y la luz del centro de nuestra propia galaxia tarda cerca de 25.000 años en llegar. Vemos las galaxias más distantes tal como eran hace mil millones de años.

Como resultado de la gran explosión llamada Big Bang que marcó el principio de nuestro universo, éste se está expandiendo al mismo tiempo que la mayoría de las galaxias se alejan una de otras. Los astrónomos han descubierto que todas las galaxias distantes se alejan cada vez más de nosotros. La velocidad de alejamiento se incrementa con la distancia a la galaxia. Esta recesión de galaxias distantes tiene un efecto interesante sobre la luz emitida por ellas. Cuando un objeto se aleja de nosotros, la luz que emite se desplaza hacia el rojo.

Esto hace que las longitudes de onda se alarguen a medida que la galaxia se aleja y provoca un desplazamiento de la luz emitida hacia la porción roja del espectro. Este fenómeno, llamado efecto Doppler, también ocurre con las ondas acústicas emitidas por un objeto móvil. Tal es el caso del familiar cambio de tono del silbato de un tren a medida que se acerca a nosotros; cuando comienza a alejarse, el silbato pasa de una tonalidad aguda a una grave. Como resultado de este efecto, la luz ultravioleta y la luz visible de los objetos galácticos distantes se desplaza hacia el rojo. Por ello, los estudios infrarrojos pueden darnos mucha información sobre los espectros ultravioletas y visibles de las galaxias más jóvenes y distantes. La imagen de la izquierda es una fotografía infrarroja de algunas de las galaxias más lejanas jamás vistas. Fue tomada por la cámara fotográfica NICMOS del telescopio espacial Hubble.

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EL UNIVERSO INFRARROJO – El universo temprano

Algunas de las galaxias aquí mostradas eran previamente desconocidas. (Imágenes: R.I. Thompson, Universidad de Arizona, NICMOS, HST, NASA)

En 1965, los radioastrónomos Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron la radiación remanente del Big Bang. Esta radiación de fondo, cuya temperatura máxima es de 3 K (-270 °C), se puede detectar en todas las direcciones del espacio. Los astrónomos creían que esta radiación era mucho más intensa en el pasado y que se comportaba como un cuerpo negro, un objeto ideal que se considera perfectamente negro porque absorbe toda la radiación electromagnética que llega a él. Al fin de probar esta teoría, era necesario disponer de más datos. En 1975, las observaciones realizadas en la banda infrarroja desde un globo aerostático demostraron que la radiación cósmica de fondo sigue la curva asociada a los objetos negros.

Se efectuaron estudios adicionales de la radiación cósmica de fondo mediante el explorador del fondo cósmico (COBE)* [página en Inglés], lanzado en 1989. COBE descubrió que la radiación del fondo no es enteramente uniforme, sino que muestra variaciones de temperatura extremadamente pequeñas. Estas pequeñas diferencias de temperatura pueden obedecer a variaciones de la densidad del universo temprano, lo cual habría iniciado la formación de galaxias.

Los estudios infrarrojos también han hallado una posible protogalaxia (una galaxia en proceso de formación) a más de 15.000 millones de años de la Tierra. Este objeto, denominado IRAS 10214+4724, puede ser una enorme nube de hidrógeno en contracción, en la cual las estrellas recién nacidas comienzan a brillar. Esta protogalaxia se encuentra cerca del borde del universo observable y su luz ha demorado casi la edad del universo en alcanzarnos. Las protogalaxias nos ofrecen una ventana hacia el origen del universo.


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The Sun: Infrared Light

The Sun in Infrared Light

Did you know your body emits infrared light? Infrared light is heat, the same as the heat your body gives off. More than half the Sun's power output is in the form of infrared light, though much of it is absorbed by the Earth's atmosphere. The picture here is made from light with a wavelength of 1083 nanometers. (That's a little more than a thousandth of a millimeter.) It shows some features of the Sun's chromosphere, and some features in the corona.

Infrared pictures often show dark markings on the Sun that are caused by absorption of the infrared light. Some of the light is absorbed wherever it collides with gas in the Sun's atmosphere, so the darker features in an infrared picture show where the gas is more dense. If there are filaments on the Sun, or loops near active regions, they typically show up dark. The coronal holes in the north and south poles typically show up as slightly brighter than the rest of the solar disk. Compare this to the appearance of the north and south poles in the X-ray pictures.

This picture comes from the National Solar Observatory at Kitt Peak, in Arizona.

http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/Today/infrared.html (1 de 2) [27/02/2005 21:57:20]

http://umbra.nascom.nasa.gov/images/latest_nsoHe.gif

http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/Today/visible.html

The Sun: Microwave and Radio Waves

The Sun in Microwave and Radio Waves

Sun in microwaves - loading live image - please be patient.

Microwave and radio wave are the names given to light with wavelengths from about 1 millimeter (1 million nanometers) to more than 10 meters. (Compare that to the wavelengths of X-rays.) The Sun is the brightest source of radio waves in the sky.

Radio waves penetrate through the outer layers of solar gas, called the "chromosphere" and "corona". The depth to which the radio waves and microwaves can penetrate depends on their exact wavelength. The image here is constructed from microwaves with wavelength 1.7 centimeters. It shows us the structure of the Sun's atmosphere near the "transition region" between the chromosphere and the corona, about 2000-2200 km above the photosphere. If the Sun has spots today, you might be able to see bright active regions in this microwave image (active regions are associated with sunspots). Also you can sometimes see prominences -- great strands of gas that extend above the edge of the Sun.

Do the north and south poles of the Sun look any different from the rest of the Sun? If so, do they appear brighter or fainter? What about in the other solar images (like ultraviolet and X-ray)?

This radio image comes from the Nobeyama Radio Observatory, in Japan.

http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/Today/microwave.html (1 de 2) [27/02/2005 21:57:33]

http://solar.nro.nao.ac.jp/norh/html/10min/realtime.html

http://solar.nro.nao.ac.jp/norh/html/10min/realtime.html

http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/Today/xray.html

http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Program/chromosphere.html

http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Program/corona1.html

Espectroscopía Infrarroja en Astronomía


Qué es la Espectroscopía?

Espectroscopía

Infrarroja

Nuestro Sistema

Solar

Espacio

Interstellar

Regiones de Formación

Estelar

Instalación del Espectrógrafo Infrarrojo (IRS)

en la cámara de instrumentos de SIRTF. SIRTF va a ser el próximo Gran Observatorio

Espacial de la NASA.

Estrellas Viejas

La Búsqueda de Vida

Nuestra Galaxia

Otras Galaxias

Cosmología







http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspectra_index.html [27/02/2005 21:58:01]

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_ssys_sp.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_ssys_sp.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_ism_sp.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_ism_sp.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/IRSonMIC_sp_23mar01.html







Espectroscopía Infrarroja


Qué es la Espectroscopía

La espectroscopía es una herramienta muy importante en Astronomía y consiste en el estudio detallado de la luz. La luz es energía que se mueve a través del espacio y puede ser considerada como una onda o como una partícula. Si pensamos en ella como una onda, a la distancia entre sus picos se le llama longitud de onda. La luz, en general, está constituida por muchos tipos de longitudes de onda diferentes. Por ejemplo, la longitud de onda de la luz visible es aproximadamente 1/10 de un micrómetro - diez mil longitudes de onda serían necesarias para obtener la anchura de una moneda.

Los espectrómetros son instrumentos que dispersan la luz, de forma que el ángulo de dispersión depende de la longitud de onda, creando lo que se denomina un espectro. Los astrónomos estudian las lineas de emisión y/o absorpción que aparecen en estos espectros, y que vienen a ser las "huellas digitales" de los átomos y las moléculas. Una linea de emisión tiene lugar cuando un electrón en un átomo desciende de un nivel de energía alto a uno más bajo, proceso en que el electrón pierde energía en forma de luz. Una linea de absorción tiene lugar cuando el electrón pasa de un nivel de energía inferior a uno superior, proceso en el que electrón abosorve energía. Cada átomo tiene una distribución única de los niveles de energía de sus electrones y puede, por lo tanto, emitir o absorber luz con determinadas longitudes de onda. Es por ésto que la localización de las lineas espectrales es única para cada átomo.

Los astrónomos puede aprender muchas cosas sobre los cuerpos celestes mediante el estudio de sus espectros, como su composición, su temperatura, su densidad y su movimiento (velocidad de desplazamiento y velocidad de rotación).

Hay tres tipos de espectros que un objeto puede emitir: continuo, de emisión y de absorción. Los ejemplos presentados más abajo de estos tres tipos corresponden a la luz visible, pero el mismo concepto se aplica en cualquier región del espectro electromagnético.

Espectro Continuo

El espectro continuo, también llamado térmico o de cuerpo negro, es emitido por cualquier objeto que irradie calor (es decir, que tenga una temperatura distinta de cero absoluto = -273 grados Celsius). Cuando su luz es dispersada aparece una banda continua con algo de radiación a todas las longitudes de onda. Por ejemplo, cuando la luz del sol pasa através de un prisma, su luz se dispersa en los siete colores del arcoiris (donde cada color es una longitud de onda diferente).

Un espectro continuo en luz visible

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/spec_sp.html (1 de 3) [27/02/2005 21:58:10]


Espectro de Absorción

Si mira con cuidado el espectro del Sol (nunca mire al Sol directamente!), podrá ver unas lineas oscuras. Estas lineas están producidas porque la atmósfera solar absorbe luz a ciertas longitudes de onda, lo que hace que su intensidad disminuya con respecto al resto de las longitudes de onda y por éso las lineas aparecen oscuras. Como la distribución de las lineas espectrales es características de cada átomo o molécula, el estudio del espectro de absorción nos puede indicar de qué elementos está compuesta la atmósfera del Sol. Normalmente las lineas de absorción tienen lugar cuando la luz de un objeto caliente atraviesa una región más fría. Espectros de absorción se ven en estrellas, planetas con atmósferas y galaxias.

Imagen detallada del espectro visible del Sol

El espectro de absorción del hidrógeno - puede ver estas lineas en el espectro solar de arriba? Pista: el hidrógeno es el elemento más abundante en el Sol - mire las

lineas más oscuras.

Espectro de Emisión

El espectro de emisión tiene lugar cuando los átomos y las moléculas en un gas caliente emiten luz a determinadas longitudes de onda, produciendo por lo tanto lineas brillantes. Al igual que el caso del espectro de absorción, la distribución de estas lineas es única para cada elemento. Espectros de emisión pueden verse en cometas, nebulosas y ciertos tipos de estrellas.

El espectro de emisión del hidrógeno



Para aprender más sobre espectroscopía, espectros de emisión, de absorción y continuo, y sobre cómo los átomos y las moléculas producen lineas espectrales, visite las siguientes páginas en Inglés.

● Espectroscopía - Campamento de Astronomía [Inglés] ● University of Tennessee - Astro 162 [Inglés]

● Cornell University - Astro 101/103 [Inglés]

En la práctica los astrónomos nunca estudian los espectros de la manera en que se presentan en las imágenes de arriba. Lo que estudian son gráficas en que se representan la intensidad, la señal o el flujo frente a la longitud de onda. Estas gráficas muestran cuánta luz está presente o ausente en cada longitud de onda. Un pico en la gráfica indica la posición de una linea de emisión y un valle indica la posición de una linea de absorción. Y como hemos indicado arriba, la localización y la distribución de estas lineas es única para cada elemento.

La forma del espectro continuo (comumnmente conocido como "el continuo") depende de la temperatura y del movimiento del gas. En esta gráfica el continuo es una linea recta - pero en general es una linea curva. En muchas ocasiones, las gráficas tendrán la longitud de onda o la frecuencia representada en escala logarítmica.


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http://loke.as.arizona.edu/~ckulesa/camp/

http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/light/absorption.html

http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro101/lec05.htm







Exceptuando los elementos más ligeros (el hidrógeno y el helio), que fueron producidos en la Gran Explosión (Big Bang), el resto de los elementos del Universo tienen su origen en las estrellas. A medida que la estrella consume su combustible y eventualmente muere, produce elementos pesados que son lanzados al medio interestelar cuando la estrella, en sus etapas finales de vida, expulsa al espacio sus capas más externas. Algunos de estos elementos se combinan para formar moléculas.

Los átomos y las moléculas son los constituyentes principales de la materia. La determinación de qué elementos están presentes en el espacio, de sus abundancias y en qué condiciones se encuentran, es crítica para nuestro conocimiento del Universo; nos permite estudiar la formación de estrellas, de planetas y de galaxias y la posiblidad de la existencia de Vida más allá de la Tierra.

Es en la parte infrarroja del espectro es donde se encuentran las lineas de emisión y de absorción de la mayoría de las moléculas, así como de numerosos átomos e iones (átomos cargados electricamente). La espectroscopía infrarroja es la técnica más empleada en la detección de estos elementos en el espacio.

Los espectrómetros a bordo de misiones espaciales como el Observatorio aéreo Kuiper (KAO), y el Observatorio Espacial Infrarrojo [Inglés] (Infrared Space Observatory; ISO), así como los espectros en el cercano infrarrojo tomados desde observatorios terrestres, han conducido al descubrimiento en el espacio interestelar de cientos de átomos y moléculas.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_sp.html (1 de 6) [27/02/2005 21:58:23]




Debido a que el infrarrojo puede penetrar regiones muy oscurecidas por el polvo, como ocurre en las regiones de formación estelar y en el centro galáctico, la espectroscopía infrarroja proporciona mucha información sobre objetos que normalmente no pueden ser vistos con luz visible.

Como resultado de la Gran Explosión el Universo se está expandiendo. Esto hace que las lineas espectrales de objetos muy distantes, que normalmente aparecen en la parte ultravioleta o visible del espectro, sufran un corrimiento [Inglés] hacia la parte infrarroja del espectro. Es por ello que la


http://www.astro.ucla.edu/~wright/doppler.htm

http://www.astro.ucla.edu/~wright/doppler.htm


espectroscopía infrarroja es una herramienta muy valiosa en el estudio del Universo joven. Un ejemplo de ésto puede verse en el espectro de los quásares más distantes conocidos hasta ahora [Inglés].

El corrimiento Doppler de las lineas espectrales permite también detectar y medir la velocidad orbital de planetas alrededor de estrellas y de estrellas en sistemas binarios, así como la velocidad de expansión de las atmósferas estelares, de las explosiones supernova, de los flujos originados en regiones de formación estelar, de los anillos de


http://www.sdss.org/news/releases/20000413.qso.img2.html






Espectro infrarrojo de la molécula CH4 - una de las al menos diez moléculas

detectadas por ISO [Inglés] . Crédito: ESA/ISO, SWS, H. Feuchtgruber et al.

rotación en las galaxias, de los brazos espirales, de las ondas de choque originadas en galaxias en colisión, etc.

Cualquier objeto con una temperatura distinta del cero absouluto (-273 grados Celsius) irradia luz infrarroja. Incluso los objetos que son demasiado fríos para ser detectados opticamente, pueden ser estudiados en el infrarrojo. Por ejemplo, este espectro de ISO [Inglés] (izquierda) permitió el descubrimiento de una nueva molécula en el espacio interestelar, el CH4. La importancia de esta molécula reside en que es uno de los principales indicadores de la formación de moléculas


http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/ism/ch3.htm





orgánicas complejas. Sus lineas infrarrojas de absorción fueron dectectadas en nubes moleculares muy frias y difusas. El descubrimiento de esta molécula y la medida de su abundancia nos permite obtener una mejor estimación de la abundancia de carbohidratos en el espacio. Para ver algunas de las moléculas que han sido descubiertas en el espacio interestelar pulse aquí [Inglés] .

Los estudios espectroscópicos infrarrojos están proporcionando gran información sobre el papel que tienen las moléculas interestelares en la formación de estrellas, planetas y posiblemente en la creación de Vida. Por ejemplo, la espectroscopía infrarroja ha mostrado como el agua es una molécula muy abundante en muchas regiones del espacio [Inglés] y de como es posible que el agua que tenemos aquí en la Tierra haya sido originada en estrellas que murieron mucho antes que nuestro Sistema Solar se formara. Los silicatos (Inglés), el mineral más abundante en la Tierra, es también muy abundante en el medio interestelar. Datos espectroscópicos recientes han mostrado como moléculas orgánicas complejas se pueden formar rápidamente (Inglés) (en aproximadamente unos miles de años) alrededor de estrellas viejas. Se ha descubierto así mismo como su abundancia es alta en ciertas regiones del espacio y de como, a medida que las nuevas estrellas y planetas se forman en las nubes moleculares, las moléculas orgánicas pasan a formar parte de su composición.


http://dsnra.jpl.nasa.gov/IMS/molecules.html

http://dsnra.jpl.nasa.gov/IMS/molecules.html

http://sci.esa.int/content/news/index.cfm?aid=18&cid=599&oid=12859





Estos son tan solo unos pocos ejemplos de los numerosos descubrimientos que la espectroscopía infrarroja nos ha proporcionado. Las próximas misiones, como SOFIA (Inglés) (The Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy) y SIRTF (Inglés) (The Space Infrared Telescope Facility), llevarán espectrómetros infrarrojos que permitirán un mayor conocimiento de la química del Universo.





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Formación Estelar

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes interestelares. La luz infrarroja, al ser capaz de penetrar a través de todo el polvo y el gas que se encuentra en ellas, nos permite estudiar estas regiones que se están colapsando para formar estrellas. La espectroscopía infrarroja nos proporciona información sobre la temperatura, la densidad, la velocidad de colapso y la estructura de velocidades de estas regiones, así como de las moléculas que en ellas se encuentran, sus abundancias y su distribución.

La espectroscopía infrarroja ha permitido la detección de agua en forma de hielo, dióxido de carbono, silicatos y hasta cristales en el polvo alrededor de estrellas jóvenes. Estas observaciones han mostrado como elementos tan comunes en el Tierra como son el agua y los silicatos, existen en grandes cantidades en los discos protoplanetarios (los discos a partir de los cuales se forman los planetas).

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_sform_sp.html (1 de 3) [27/02/2005 21:58:36]

http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/ism/orionh2o.html

http://www.subaru.naoj.org/Science/press_release/9901/Orion.html


Espectro infrarrojo mostrando la presencia de agua en la Nebulosa de Orión - una región con una

intensa formación estelar.

Esta es una cita de un comunicado a la prensa de ESA [Inglés] sobre los resultados el Telescopio Espacial Infrarrojo ISO:

"En la nebulosa de Orión, donde se están formado muchas estrellas, ISO ha detectado suficiente agua como para llenar los océanos de la Tierra 60 veces al día" - dijo Alberto Salama, un astrónomo de la ESA en el equipo del ISO. "ISO nos ha permitido probar que hay un verdadero ciclo del agua en el universo".


http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/ism/orionh2o.html



Espectro de una estrella joven rodeada de una densa nube monstrando la presencia de hielos de

agua y dióxido de carbono y silicatos.






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http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/ism/GL2591.html







Estrella Viejas

Las estrellas, a medida que se van quedando sin combustible, expulsan al espacio enormes cantidades de materia, rica en elementos pesados, que se han ido produciendo durante sus diferentes fases de combustión. El estudio espectroscópico de esta materia nos permite estudiar los elementos que se forman en las estrellas y la moléculas que se producen alrededor de estas estrellas viejas.

Datos espectroscópicos de ISO [Inglés] han mostrado la presencia de complejas moléculas orgánicas que se forman rápidamente [Inglés] (en unos miles de años) en las regiones que rodean a las estrellas más viejas. Estos elementos acaban siendo incorporados a otras estrellas y planetas a medida que éstos se forman en la nubes moleculares.

A la izquiera se ve un espectro infrarrojo mostrando la existencia de silicatos cristalinos alrededor de una estrella vieja (los silicatos son el mineral más común en la Tierra). Compare el espectro de la estrella con el espectro de un cometa en nuestro Sistema Solar. Muchas de las lineas de emisión son similares. El continuo es más débil en el cometa porque sus granos de polvo tienen una temperatura más baja que los que se encuentran cerca de la estrella. Muchas de las moléculas que se forman alrededor de estas estrellas viejas acaban formando parte del sistemas planetarios - nuestro Sistema Solar contiene material creado alrededor de estrellas que se extinguieron mucho antes

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_oldstars_sp.html (1 de 3) [27/02/2005 21:58:57]






que los planetas se formaran.

Las estrellas expulsan su materia al espacio de varias formas. La mayoría de las estrellas lo hacen através de la expulsion de sus capas más externas, dando lugar a las nebulosas planetarias, o a través de intensos vientos. Las estrellas masivas explotan en un fenómeno espectacular conocido como supenova. A la derecha está el espectro infrarrojo de la nebulosa planetaria NGC 6543, tomado por el satélite ISO. Se pueden ver claramente las "huellas" de azufre, neón y argón.







http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/cir/NGC6543.html







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La Búsqueda de Vida

"Los seres humanos, así como el resto de los organismos en la Tierra, están basados en agua líquida y en moléculas orgánicas." (Carl Sagan).

La mejor región del espectro para la localización de planetas y para el estudio de la existencia de vida en ellos es el mediano infrarrojo. Las pruebas de la existencia de las condiciones requeridas para que haya vida en los planetas se pueden obtener de sus atmósferas, mediante la detección de compuestos como el agua, el dióxido de carbono y el ozono. Por ejemplo, en nuestro Sistema Solar, la Tierra es el único planeta cuyo espectro muestra la presencia de estas tres moléculas.

La química del carbono, que es la base de la vida en la Tierra, tiene su origen en el medio interestelar. Los estudios espectroscópicos infrarrojos han mostrado que el carbono, así como las moléculas orgánicas complejas, son abundantes [Inglés] en muchas regiones del espacio. El hecho de que estas moléculas sean tan abundantes nos indica que existe en el Universo una química orgánica muy rica.

Los resultados espectroscópicos infrarrojos han mostrado la alta

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Espectro de ISO de S106, Cirrus, NGC7027 y las galaxias Antennae

mostrando la linea de Carbono II a 158 micrómetros.

abundancia de agua en muchas regiones del espacio [Inglés]. Se ha detectado agua en muchos de los planetas de nuestro Sistema Solar, y es muy posible que este agua estuviera ya presente en la nube molecular apartir de la que se formaron los planetas. El agua es un elemento esencial para la vida según la conocemos en la Tierra y ha sido detectada en varias regiones donde estrellas, y muy posiblemente planetas, se están formado.






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http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/mdisp/quad.html










Nuestra Galaxia

Una forma de estudiar la estructura de nuestra galaxia es haciendo mapas de la intensidad de ciertas lineas espectrales de toda la Vía Lactea. En el infrarrojo, existen varias lineas que son muy útiles para estudiar la distribución en la Galaxia de las regiones de formación estelar y de las nubes frías interestelares. Por ejemplo, las dos imágenes de abajo muestran mapas de todo el cielo de la intensidad de C+ (carbono ionizado) y N+ (nitrógeno ionizado) tomadas por el satélite COBE [Inglés]. En estas imágenes, el plano de la Vía Lactea es la estructura horizontal que atraviesa el mapa, con el centro galáctico en el centro de la imagen. El mapa de intensidad de la linea de C+ muestra la distribución de las nubes interestelares frías, mientras que el mapa de intensidad de N+ muestra la distribución de las regiones calientes del medio interestelar que rodea a las estrellas calientes.

Mapa de todo el cielo de la intensidad de la linea de C+

a 158 micrómetros.

Mapa de todo el cielo de la intensidad de la linea de N+

a 205 micrómetros.

El nucleo (la región central) de la Vía Lactea es una región fascinante y muy compleja. Contiene una alta densidad de estrellas, con una alta probabilidad de colisión, así como una alta densidad de nubes que se mueven a gran velocidad y posiblemente un agujero negro muy masivo. Los estudios infrarrojos han mostrado como las estrellas del centro galáctico están distribuidas en una barra que rota. El estudio de nuestro centro galáctico nos proporciona la oportunidad única de conocer que tipo de fenómenos tienen lugar en los nucleos de las galaxias, ya que las otras galaxias se encuentran demasido lejos para llevar a cabo estos estudios. Nuestro centro galáctico está oculto de nuestra vista por regiones muy densas de polvo. La luz infrarroja puede atravesar estas regiones premitiéndones estudiar el centro mismo de nuestra galaxia.

Los espectros infrarrojos de las estrellas del centro galáctico nos indican que un periodo muy intenso de formación estelar tuvo lugar hace menos de 10 millones de años.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_ourgal_sp.html (1 de 2) [27/02/2005 21:59:06]


http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/firas_image.html



Espectro infrarrojo del centro galáctico tomado por ISO [Inglés]. Tomado de "SWS observations of the Galactic center" , D.Lutz.

Los estudios infrarrojos del centro galáctico muestran muchas lineas originadas por átomos ionizados. Esta información ha permitido a los astrónomos determinar que la temperatura media de las estrellas es de aproximadamente 35,000 grados Kelvin (la temperatura de estrellas jóvenes masivas). Esto nos indica que un periodo muy activo de intensa formación estelar tuvo lugar hace tan solo unos pocos millones de años (lo cual es un tiempo muy corto comparado con las escalas galácticas - por ejemplo, nuestro Sol tiene aproximadamente 4,600 millones de años).

Una linea infrarroja muy característica del neón ionizado tiene una longitud de onda de 12.8 micrómetros. A esta longitud de onda podemos estudiar las nubes de gas ionizado que se encuentran cerca del centro galáctico. Los estudios muestran que algunas de estas nubes se mueven a altas velocidades, lo que indica que hay un objeto extremadamente masivo (unos 10 millones de veces más masivo que el Sol) que se encuentra oculto por estas nubes.


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http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/mdisp/galcntr.html







Galaxias

Hasta un 90% de la materia que forman las galaxias no puede ser vista con telescopios ópticos. Esta materia "invisible" es usualmente o materia fría que no irradia suficiente energía en el visible como para ser detectada, o materia que está oculta por regiones densas de polvo interestelar. La luz infrarroja puede penetrar estas regiones tan oscurecidas por el polvo, permitiendo así el estudio de este tipo de objetos. Los estudios infrarrojos [Inglés] han mostrado que en algunos casos es posible que esta "materia invisible", que no puede ser detectada en luz óptica, se trate de nubes moleculares frías y muy masivas que se encuentran en los planos de las galaxias.

La imagen de la derecha muestra la presencia de hidrógeno molecular (H2) en el plano de la galaxia espiral NGC 891 (vista de canto desde la Tierra). La temperatura del gas determinada a partir de este espectro es de aproximadadmente 80 Kelvin. El hidrógeno molecular tiene una masa que corresponde exactemente con la masa

Datos de ISO-SWS de Valentijn y van der Werf / SRON. Fotografía óptica de NGC 891: Blair Savage, Chris Howk (U. Wisconsin)/N.A.Sharp (NOAO)/AURA/NSF

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http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/nor/ngc891.htm


"invisible" de esta galaxia.

Los espectros infrarrojos de las galaxias sirven para estudiar la estructura de las mismas y su influencia en la formacion de estrellas. La espectroscopía infrarroja ha mostrado que una clase de galaxias, las galaxias infrarrojas ultraluminosas, deben su altísima luminosidad a la existencia de episodios muy intensos de formación estelar. Estudios detallados de la galaxia infrarroja ultraluminosa más cercana, Arp 220, han mostrado que la radiación producida por estos intensos periodos de formación estelar calienta las nubes moleculares densas a temperaturas sorprendentemente altas.

Espectro infrarrojo de la galaxia Arp 220. Las lineas de emisión indican una intensa formación estelar.

Las claves para averiguar cual es la fuente de energía de estas galaxias ultraluminosas se encuentra en el infrarrojo. Por ejemplo, las lineas [NeV] (neón ionizado cuatro veces) y de [OIV] (oxígeno ionizado trés veces) indican la existencia de un agujero negro en el centro de la galaxia. La ausencia de estas lineas y la presencia de lineas típicas de galaxias "starburst", como el [NeII] (neón ionizado), indican que es la presencia de una intensa actividad de formación estelar la que proporciona la energía a la galaxia.


http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/mpg_pr1.htm


Espectro de ISO de la galaxia M82, cuya fuente de energía es la formación de estrellas.

Espectro de ISO de la galaxia Circinus, cuya fuente de energía es un agujero negro central.








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Cosmología

La cosmología es el estudio del origen y la evolución del Universo. Es una rama de la astronomía que trata de dar respuesta a este tipo de preguntas: Cuál es la edad del Universo? Cómo se originó? Va a seguir expandiéndose para siempre o va a acabar en un Gran Colapso? Cómo se formaron los elementos químicos? La espectroscopía infrarroja nos da pistas importantes para poder responder a muchas de estas preguntas.

Si el Universo comenzó a raiz de una Gran Explosión (Big Bang), el calor remamente de esta explosión debería poder verse actualmente como un fondo uniforme de radiación a una temperatura extremadamente baja. Esta radiación, conocida con el nombre de fondo cósmico de radiación, fue detectada por primera vez por unos radioastrónomos en los años 60. En 1993, los datos de un espectrómetro en el lejano infrarrojo de la NASA, a bordo del satélite COBE [Inglés], realizaron la medida más precisa hecha hasta el momento de este fondo de radiación. Los resultaron mostraron que se trataba de un cuerpo negro casi perfecto a una temperatura de 2.726 grados Kelvin.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/spectra/irspec_future_sp.html (1 de 3) [27/02/2005 21:59:32]

http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/cobe_home.html


La gráfica de la derecha es una comparación entre el espectro de energías del fondo cósmico de radiación predecido por la Teoría de la Gran Explosión y los datos obtenidos por COBE. Las barras que muestran las incertidumbres son tan pequeñas que las dos curvas coinciden casi exactamente (dando la apariencia de una sola curva). Este resultado fue muy importante para confirmar la validez de la Teoría de la Gran Explosión.

Una forma de determinar si el Universo va a seguir expandiéndose de forma indefinida o va a ralentizar su expansión hasta inventirla y acabar en un "Gran Colapso", es mediante la medida de la cantidad de deuterio presente en el Universo. El deuterio (conocido también como hidrógeno pesado) es un átomo de hidrógeno que tiene un neutrón y un protón en su nucleo, en vez de solo un protón como el átomo de hidrógeno. La mayoría del deuterio en el Universo se formó durante la Gran Explosión y por éso su abundancia está



ISO [Inglés] mide deuterio en Orión y confirma que la materia

"normal" (o bariónica) en el Universo no es suficiente para provocar un "Gran Colapso".

directamente relacionada con la cantidad total de materia en el Universo. La medida precisa de su abundancia, por lo tanto, nos permite determinar si el Universo va a seguir expandiéndose indefinidamente o si va a colapasarse bajo su propio peso. Los estudios espectroscópicos realizados por el satélite ISO [Inglés] han revelado que no hay suficiente deuterio en el espacio como para indicar que el Universo vaya a acabar en un Gran Colapso.






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http://www.iso.vilspa.esa.es/galleries/cos/crunch.htm







DESCUBRIMIENTOS REALIZADOS POR MISIONES INFRARROJAS

NOTICIAS Y DESCUBRIMIENTOS

NOTICIAS RECIENTES

Los siguientes enlaces le llevarán a páginas externas en Inglés.

Septiembre 14, 2000 SOFI Encuentra Estrellas Jóvenes y Masivas en la Nebulosa de Omega [Inglés] [SOFI Finds Young and Massive Stars in the Omega Nebula]

Julio 10, 2000 Un Nuevo Crater Descubierto en Europa [Inglés] [New Crater Discovered on Europa]

Julio 5, 2000 Imagen Combinada de 2MASS-MSX del Centro Galáctico [Inglés] [Combined 2MASS-MSX View of the Galactic Center]

Marzo 31, 2000: Más de 100 Candidatos a Enana Blanca Identificados en el Cúmulo Estelar del Trapezium [Inglés] [Over 100 Brown Dwarf Candidates Identified in Trapezium Star Cluster]

Febrero 19, 2000: Seis Estrellas Jóvenes Descubiertas por NICMOS [Inglés] [Six young stars discovered by NICMOS]

Enero 15, 2000: 2MASS Revela la Enana Marrón Más Fría [Inglés] [2MASS Reveals Coolest Known Brown Dwarf]

Noviembre 26, 1999: Galileo Toma Imágenes de Lava Incandescente en IO [Inglés] [Galileo images hot lava on IO]

Octubre 19, 1999: Nuevas Imágenes Infrarrojas de la Nebula del "Huevo Podrido" [Inglés] [New Infrared Image of the "Rotten Egg" Planetary Nebula]

Abril 8, 1999: Descubierta "Estrella Espiral" - Wolf-Rayet 104 [Inglés] ["Spiral" Star Discovered - Wolf-Rayet 104]

Febrero 2, 1999: Las Primeras Imágenes del Nuevo Telescopio Subaru [Inglés] [First

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/discoveries_sp.html (1 de 3) [27/02/2005 21:59:57]



http://photojournal.jpl.nasa.gov/cgi-bin/PIAGenCatalogPage.pl?PIA02561

http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/2mass_msx_gc.html











Images From the New Subaru Telescope]

Octubre 14, 1998: NICMOS encuentra muchas nubes brillanes en Urano [Inglés] NICMOS finds many bright clouds on Uranus]

Octubre 8, 1998: NICMOS detecta las galaxias más débiles nunca vistas [Inglés] [NICMOS views faintest galaxies ever seen in universe]

Julio 28, 1998: Una nueva clase de estrella descubierta en el Infrarrojo [Inglés] [New class of star discovered in infrared]

Marzo 12, 1998: Imagen de NICMOS de la Nebulosa Planetaria NGC 7027 [Inglés] [NICMOS Images of the Planetary Nebula NGC 7027]

Mayo 28, 1998: La primera imagen de un posible planeta alrededor de otra estrella (STSCI) [Inglés] [First image of possible planet around other star (STSCI)]

Enero 9, 1998: COBE/DIRBE detecta la Radiación de Fondo Infrarroja (GSFC) [Inglés] [COBE/DIRBE detects the Cosmic Infrared Background (GSFC)]


:

COBE - El Explorador del Fondo Cósmico [Inglés][COBE - The Cosmic Background Explorer]

IRAS - El Satélite Astronómico Infrarrojo [IRAS - The Infrared Astronomical Satellite]





http://spider.ipac.caltech.edu/staff/tchester/2mass/science/ldwarf/announce/

http://spider.ipac.caltech.edu/staff/latter/N7027description.html



http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/dirbe_press_release.html

http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/dirbe_press_release.html

http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/cobe_home.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/iras_discoveries_sp.html











GALERIAS DE LA ASTRONOMIA INFRARROJA

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/gallery_sp.html (1 de 2) [27/02/2005 22:00:09]

http://www-denis.iap.fr/

http://www-denis.iap.fr/

http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/dirbe_image.html


http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Gallery/gallery.html

http://www.cco.caltech.edu/~btsoifer/astrogallery.html

http://isowww.estec.esa.nl/science/index.html

http://isowww.estec.esa.nl/science/images_14feb.html

http://cougar.jpl.nasa.gov/MIRLIN/pictures.html

http://www.vuw.ac.nz/~mackie/atlas/atlas_edu.html

http://www.ifa.hawaii.edu/images/quist/

http://www.ifa.hawaii.edu/images/quist/

http://www.astro.ucla.edu/~irlab/research/gallery.htm

http://www.ifa.hawaii.edu/ao/

http://astro.pas.rochester.edu/Images/images.html

http://astro.pas.rochester.edu/Images/images.html


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Jupiter-Comet Collision Gallery (24-Jul-1995)

U of R's Near IR Astronomy Group Presents:

Jupiter-Comet Collision Gallery

In conjunction with the University of Wyoming, the University of Rochester presents a sampling of images displaying the effects of the collision between fragments of the Schoemaker-Levy 9 comet and the gas giant Jupiter.

The telescope to which the University of Rochester's infrared camera was attached is the Wyoming Infrared Observatory (WIRO), a 92-inch telescope atop the 9,656-foot Jelm mountain near Laramie, Wyoming.

The camera has a 256x256 InSb detector array, and the observations were obtained through a 2 to 2.5 percent CVF (Continuously Variable Filter).

Observations were made by Judy Pipher, Eric Howard, Craig McMurtry, Bill Forrest (U of Rochester), Chick Woodward, Bob Howell, Tracy Hodge (U of Wyoming), and Bob Gehrz (U of Minnesota).

The left image is an image of Jupiter just outside the peak of a methane absorption band. The right image is at 1.7 microns in the peak of the methane absorption band. Notice the contrast of the C, A, and E (left to right) impact sites enhanced in the methane band wrt the reduced intensity of the equatorial region.

http://astro.pas.rochester.edu/Jupiter-Comet/jupiter-comet.html (1 de 3) [27/02/2005 22:00:36]

http://astro.pas.rochester.edu/Jupiter-Comet/1650.gif



These two images were taken out and in another methane absorption band, 2.08 and 2.18 microns respectively.

The left image is at the wavelength of the auroral zones' H[3]+ emission, 3.5 microns. The identification of the E spot emission has not been made. The right image is at 4 microns and the impact sites are not clearly visible.

Click here to see our first run jupiter movie. This movie only includes 4 images (Later movies will be better, so watch this space!). This one shows jupiter starting at 3679nm going down to 3571nm where we start going into a methane absorbtion band.

Here is our second run movie. This is still in its initial stages, so don't expect too much :).

This movie shows Jupiter starting at 4.1 microns and runs down to 1.6 microns (there is a large wavelength gap between 2.2 and 3.0 microns that was not imaged). These images were taken on the night of the 21st (21/22 UT) and are centered near 00 hours UT on the 22nd. The images start above and then go into a methane band in the 3 micron range, where most of the planet (other than the poles and the impact sites) disappears. The movie then jumps to 2.2 microns where the planet is partially in another methane band and continues to show the planet as it comes out of that methane band and then enters another near 1.7 microns. The movie ends at ~1.65 microns.

Here is the latest movie of Jupiter which shows the rotation of the spots. This was done by Brendan Fisher, a former postdoc in our group, using IDL to create the images.

If you want to see some more cool images... Check out the SL9 Homepage out of arizona or click here






http://astro.pas.rochester.edu/Jupiter-Comet/jupiter1.mpg

http://astro.pas.rochester.edu/Jupiter-Comet/jupiter2.mpg

http://astro.pas.rochester.edu/Jupiter-Comet/jupiter_fisher.gif

http://seds.lpl.arizona.edu/sl9/sl9.html

http://astro.pas.rochester.edu/Jupiter-Comet/keck-hst.html


to see few of the Keck and HST images.

Home The NIR group Research Colloquia RAC Picture Gallery Outreach Internal Links Students

Last modified: Mon Sep 24 18:25:45 EDT 2001


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ACTIVIDADES EN EL INFRARROJO - COSAS DIVERTIDAS

ACTIVIDADES


Descubre el Infrarrojo tú mismo - El experimento de Herschel [Discover Infrared for Yourself - The Herschel Experiment]

Detector IR de cristal líquido [Inglés] [Liquid Crystal IR Detector - Exploratorium Link]

Luz IR de un calentador eléctrico [Inglés] [IR Light From an Electric Heater - Exploratorium Link]

Hombre infrarrojo con una cerilla [Inglés] [Infrared Man with Match]

Viendo el Mundo en una longitud de onda diferente [Inglés] [Looking at the World in a Different Light - Univ of Michigan Link]

Qué se puede aprender sobre la temperatura de las imágenes IR [Inglés] [What You Can Learn About Temperature From Infrared Images - Univ of Michigan Link]

Una serpiente que vee en el Infrarrojo [Inglés] [A Snake That Sees In The Infrared - Univ of Michigan Link]

La manzana de Newton - Infrarrojo - Experimento con el control remoto del televisor [Inglés] [Newton's Apple - Infrared - T.V. remote experiment]



http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/activities_sp.html (1 de 2) [27/02/2005 22:00:53]

http://www.exploratorium.edu/spectra_from_space/infra_activity.html

http://www.exploratorium.edu/snacks/hot_spot.html

http://www.unidata.ucar.edu/staff/blynds/ir_man.html

http://windows.engin.umich.edu/cgi-bin/tour.cgi?link=Exploratour_1b.html&sw=false&sn=152216&d=/cool_stuff&edu=high&br=graphic&cd=false&fr=f&tour=

http://windows.engin.umich.edu/cgi-bin/tour.cgi?link=Exploratour_1d.html&sw=false&sn=152216&d=/cool_stuff&edu=high&br=graphic&cd=false&fr=f&tour=

http://windows.engin.umich.edu/cgi-bin/tour.cgi?link=Exploratour_1e.html&sw=false&sn=152216&d=/cool_stuff&edu=high&br=graphic&cd=false&fr=f&tour=

http://www.ktca.org/newtons/11/infrared.html

http://www.ktca.org/newtons/11/infrared.html

ACTIVIDADES EN EL INFRARROJO - COSAS DIVERTIDAS

Antecedentes | Misiones Futuras | El Universo Infrarrojo | Espectroscopía | Noticias y Descubrimientos | Galería Infrarroja | Actividades | Enlaces Infrarrojos | Enlaces Educacionales | Introduciéndonos a la Astronomía



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Educación: El experimento de Herschel








Calor y Temperatura






Para Niños

Páginas en Inglés

Descubrimiento de los rayos

infrarrojos – El experimento de Herschel

Herschel y su descubrimiento de

los rayos infrarrojos

El experimento de Herschel

Un ejemplo del experimento de

Herschel

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Educación: El experimento de Herschel


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/herschel/index.shtml (2 de 2) [27/02/2005 22:01:01]

Educación: Veamos nuestro mundo con una luz diferente








Calor y Temperatura






Para Niños

Páginas en Inglés

Veamos nuestro mundo con una luz diferente

Nuestros ojos nos permiten aprender mucho sobre el mundo que nos rodea. Piense en toda la información que usted obtiene y procesa con sólo mirar las cosas. Nuestros ojos son detectores biológicos sofisticados que han evolucionado para ver la luz visible

o luz óptica. Sin embargo, existen muchos otros tipos de luz o radiaciones que no podemos ver sin ayuda de la tecnología. El ojo humano es sensible a una pequeñísima fracción de la gama completa de la radiación que denominamos espectro electromagnético [página en Inglés]. Para apreciar completamente la belleza y la complejidad de la naturaleza, necesitamos utilizar dispositivos artificiales que nos permitan ver los mundos “invisibles” a los ojos humanos. Los médicos que emplean radiografías para hacer diagnósticos y los controladores de tráfico aéreo que usan radares para dirigir con seguridad los aviones, son sólo dos ejemplos de cómo el estudio de la “luz invisible” contribuye a mejorar nuestras vidas.

La luz infrarroja (IR) es principalmente radiación térmica, es decir, una medida de la temperatura. A la izquierda podemos apreciar la imagen infrarroja de una persona que sostiene una vela encendida. En esta imagen de color falso, las regiones blancas son las más calientes, el rojo representa áreas más templadas y las porciones más frías aparecen azuladas. Observe el contraste entre la llama sumamente caliente y las gafas o anteojos relativamente fríos, que no emiten una gran cantidad de radiación IR. La imagen de la derecha es una fotografía infrarroja de un gato. En ella, las regiones amarillas son las más calientes y las áreas moradas o violetas son las más frías. Podemos ver que las partes más calientes de la cara del gato son los oídos y los ojos, mientras que la región más fría es la nariz. Si usted tiene un gato en su casa, toque suavemente los lóbulos del oído y observe el contraste con la temperatura de la nariz.

Estas imágenes nos dan una idea de cuan diferente veríamos el mundo si tuviésemos ojos adaptados a la luz infrarroja, y revelan la información adicional que no podríamos obtener si simplemente confiásemos en nuestros ojos. Cualquier objeto con una temperatura más alta que el cero absoluto

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/index.shtml (1 de 3) [27/02/2005 22:01:34]
















(–273,15 °C), o cero grados Kelvin (0 K), irradia en la banda infrarroja. ¡Incluso los objetos que consideramos muy fríos, como los cubos de hielo, emiten luz infrarroja!

Imagen de luz visible (izquierda) y de luz infrarroja (derecha) de la ciudad de Seattle.

© 1999 Roy R. Goodall

La mayoría de lo que vemos con nuestros ojos es el resultado de radiación indirecta (o radiación reflejada) generada por el sol o por luces artificiales. La persona que se sienta a la mesa frente a nosotros es visible gracias a la luz reflejada, proporcionada por otra fuente de radiación (generalmente, iluminación artificial). Sin embargo, si nuestros ojos fuesen capaces de ver la radiación infrarroja, esa persona sería visible incluso en una habitación totalmente a oscuras. ¿Por qué? Porque nuestro compañero de mesa está vivo, su cuerpo está caliente y produce radiación infrarroja. En general, cuanto más caliente se encuentra un objeto, tanto mayor es la radiación IR que produce.

El desarrollo, la prueba y la mejora de los detectores infrarrojos son resultado de una colaboración muy productiva entre empresas aeroespaciales e industriales (financiadas sobre todo por las fuerzas armadas) e investigadores de universidades (financiados principalmente a través de la NASA). Estas actividades de investigación de tecnologías de detectores infrarrojos han permitido crear numerosas aplicaciones útiles, además de aquéllas utilizadas en la ciencia, la defensa y el espacio.

Utilizamos la tecnología infrarroja diariamente; por ejemplo, al pulsar el botón de un control remoto para encender el televisor o para cambiar de canal. En las computadoras, la luz infrarroja se utiliza para leer discos CD-ROM. Los cajeros de las tiendas usan lectores infrarrojos para leer los códigos de barras estandarizados de los productos y acelerar el pago de las compras. La tecnología infrarroja también se emplea en sistemas de cierre de puertas de automóviles y sistemas de seguridad del hogar, sistemas de acondicionamiento de temperatura ambiente y monitores de temperatura portátiles. También es utilizada como sonda de diagnóstico; por ejemplo, para medir temperaturas oceánicas desde satélites en órbita, detectar el calor de personas perdidas en bosques en la oscuridad de la noche, y estudiar debilidades estructurales en sistemas eléctricos y mecánicos. La luz infrarroja permite obtener medidas precisas y sacar conclusiones con seguridad, sin necesidad de tocar los objetos analizados.

En este módulo de página web, hemos explorado algunas de las aplicaciones más comunes y originales de la luz infrarroja: usos científicos, artísticos e industriales; usos con fines de diagnóstico médico y usos en sistemas de



seguridad.

Si usted tiene imágenes interesantes que podamos incorporar a nuestro módulo —con el debido reconocimiento— por favor comuníquese con [email protected].

Artes y Ciencias

● Astronomía● Oceanografía● Meteorología● Geología,

vegetación y suelo

● Estudios animales

● Arqueología● Historia y arte

Salud y Seguridad

● Vigilancia del medio ambiente

● Medicina● Lucha contra

incendios● Búsqueda y

rescate● Aplicaciones

militares● Aplicación de

la ley

Aplicaciones Comerciales

● Mantenimiento de sistemas mecánicos

● Inspección de sistemas eléctricos

● Detección de pérdidas de calor en estructuras

● Navegación● Industria

alimenticia




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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/ocean.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/meteo.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/geo.shtml



http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/animals.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/animals.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/archeo.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/arte.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/environment.shtml



http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/health.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/fire.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/fire.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/rescue.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/rescue.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/military.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/military.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/police.shtml

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/police.shtml

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/electrical.shtml



http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/heatloss.shtml




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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/mundoir/food.shtml

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Astronomía Multi-Onda - Descubriendo el Universo con Toda su Luz!

Descubriendo el Universo en toda su Luz

Casi todo nuestro conocimiento sobre el Universo procede del estudio de la luz emitida o reflejada por los objetos en el espacio. Excluyendo unas pocas excepciones, los astrónomos tienen que limitarse a detectar y analizar la débil luz procedente de objetos distantes para estudiar el cosmos. Este hecho es aún más impresionante cuando consideramos la inmensidad del Universo. Muchos de estos fotones de luz tienen que viajar billones de años luz para llegar a nuestros telescopios. La astronomía es una ciencia donde no podemos recolectar muestras o estudiar objetos en un laboratorio o entrar fisicamente en un sistema para estudiarle en detalle.

Afortunadamente, la luz lleva mucha información. Detectando y analizando la luz emitida por un objeto celeste, los astrónomos pueden calcular su distancia, movimiento, temperatura, densidad y composición química. Y dado que la luz procedente de un objeto tarda un tiempo en llegar hasta nosotros, podemos aprender cosas sobre la historia y evolución del Universo. Cuando recibimos luz de un objeto en el espacio, estamos de hecho haciendo un poco de "arqueología", examinando como se veían los objetos cuando esos fotones de luz fueron emitidos. Cuando los astrónomos estudian una galaxia que se encuentra a 200 millones de años luz, están examinando como era la galaxia hace 200 millones de años. Para ver como es ahora tendríamos que esperar otros 200 millones de años. Nosotros vemos el Sol según era hace 8.3 minutos!

Es natural pensar que la luz es la luz visible que detectan nuestros ojos. Sin embargo, este es sólo un tipo de luz. El rango entero de la luz, que incluye los colores del arcoiris que normalmente vemos, se llama espectro electromagnético (Inglés). El espectro electromagnético incluye los rayos gamma, los rayos-x, el ultravioleta, el visible, el infrarrojo, las microondas y las ondas radio. La única diferencia entre estos diferentes tipos de radiación es su longitud de onda o su frecuencia. La longitud de onda se incrementa, y la frecuencia disminuye, de las rayos gamma a las onda radio.

Cada tipo de radiación (o luz) nos proporciona información única. Para obtener un conocimiento completo del Universo necesitamos observarlo con toda su luz, usando todo el rango del espectro electromagnético!. El desarrollo tecnológico de los últimos 70 años ha permitido la fabricación de detectores electrónicos capaces de ver luz que es invisible a nuestros ojos. Además, ahora podemos poner telescopios en satélites, en aviones y en globos aerostáticos volando a gran altura, para evitar el efectro "oscurecedor" de la atmósfera de la Tierra. Esto ha producido una revolución en nuestro conocimiento del Universo y el descubrimiento de nuevos misterios por resolver.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/multi/index.html (1 de 2) [27/02/2005 22:01:53]



Astronomía Multi-Onda - Descubriendo el Universo con Toda su Luz!

Autora: Linda Hermans-KillamTraductora: Amaya Moro-MartínDirectora:Doris Daou

Demos comienzo a nuestro "tour" por el Universo Multi-Onda!

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Concepto de Temperatura

Calor y Temperatura

Cuando hablamos del infrarrojo y de la astronomía infrarroja por infrarrojo entendemos una medida de calor (o de radiación térmica). En este módulo vamos a introducir los conceptos de calor y temperatura, transferencia de calor y su detección. También vamos a presentar varios ejemplos de qué podemos aprender detectando el calor y midiendo la temperatura, incluyendo enlaces a diferentes actividades para hacer en clase.

Qué es el Calor y Cómo se Produce?

Qué es la Temperatura?

En Qué se Diferencian Calor y Temperatura?

Cómo Viaja el Calor?

Cómo Detectamos el Calor?

Cómo Medimos la Temperatura?

Qué Podemos Aprender de la Radiación Térmica?

Actividades para Clase y Experimentos

Ultima Revisión: 8 Septiembre 2001 Linda Hermans-Killam

Doris DaouTraducción: Amaya Moro-Martín

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/differ_sp_06sep01.html





Qué es el Calor? Cómo se crea?

Qué es el Calor y Cómo se Produce?

El Universo está hecho de materia y energía. La materia está compuesta de átomos y moléculas (que son grupos de átomos) y la energía hace que los átomos y las moléculas estén en constante movimiento - rotando alrededor de si mismas, vibrando o chocandose unas con otras. El movimiento de los átomos y moléculas crea una forma de energía llamada calor o energía térmica, que está presente en todo tipo de materia. Incluso en los vacios más frío de espacio hay materia que posee calor, muy pequeño pero medible.

La energía puede presentarse de muy diferentes formas y pude cambiar de una a otra. Muchos tipos de energía pueden convertirse en calor. La energía electromagnética (luz), la electrostática (o eléctrica), la mecánica, la química, la nuclear, el sonido y la térmica, pueden calentar una sustancia haciendo que se incremente la velocidad de sus moléculas. Si ponemos energía en un sistema éste se calienta, si quitamos energía se enfría. Por ejemplo, si estamos fríos podríamos ponernos a saltar para entrar en calor.

Estos son algunos algunos ejemplos de los diferentes tipos de energía que pueden convertirse en energía térmica (calor).

(1) La energía mecánica se convierte en energía térmica siempre que botamos una pelota. Cada vez que la pelota rebota en el suelo parte de la energía de su movimiento (energía cinética) se convierte en calor, haciendo que la pelota cada vez rebote menos. Para ver una demostración de cómo pasa esto pulse aquí (Inglés)

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/heat_sp_06sep01.html (1 de 3) [27/02/2005 22:02:21]

http://www.chem.uci.edu/education/undergrad_pgm/applets/bounce/bounce.htm


Imagen térmica infrarroja de una pelota de tenis antes (izquierda) y después (derecha) de ser golpeada

por la raqueta.Imagen cortesía de K.-P. Möllmann y M. Vollmer, Universidad de Ciencias Aplicadas,

Brandenburg/Germany

(2) La energía térmica puede ser transferida de unos objetos a otros haciendo que se calienten. Cuando calentamos agua en una cazuela, el calor de la estufa hace que las moléculas de la cazuela empiecen a vibrar más deprisa, haciendo que la cazuela se caliente. El calor de la cazuela hace a su vez que las moléculas de agua se muevan más deprisa calentándose. Por lo tanto cuando calentamos algo no estamos más que incrementando la velocidad de sus moléculas.

(3) La energía eléctrica se convierte en energía térmica cuando usamos estufas eléctricas, tostadores o bombillas.

(4) Nuestros cuerpos convierten a energía química de los alimentos que comemos en calor.

(5) La luz del Sol se convierte en calor y hace que la superficie de la Tierra esté caliente.

Existen muchos otros ejemplos. Puedes pensar en algún otro?

Cuanta más energía se mete en un sistema, más activas se ponen sus moléculas. Cuanto más rápidas se mueven las moléculas, más energía térmica o calor producen. La cantidad de calor en una sustancia está determinada por qué tan rápido se mueven sus moléculas, que a su vez depende de cuánta energía tiene el sistema.



ACTIVIDAD:

Haga que los estudiantes se comporten como moléculas. Primero hágales estarse quietos y cerca unos de otros. Entonces haga que los estudiantes empiezen a moverse por la habitación a medida que entra más energía en el sistema. Haga entonces que los estudiantes se paren y noten donde se encuentran. Deberán estar más lejos unos de otros y sentirse más calientes que cuando empezaron.

A pesar de que las moléculas son demasiado pequeñas para ser vistas, podemos detectar y medir su movimiento.

EXPERIMENTO:

Para hacer este experimento necesitamos dos recipientes tranparentes de agua y colorante alimenticio. Llene un recipiente de agua caliente y otro de agua fría (con la misma cantidad de agua). Cuando el agua esté quieta ponga una gota de colorante alimenticio en el centro del recipiente. A medida que las moléculas de agua chocan con las moléculas del colorante, el colorante se expandirá. Como las moléculas del agua caliente se mueven más deprisa, chocarán con las moléculas de colorante con más fuerza y más frecuentemente, haciendo que el colorante se esparza más rapidamente en el agua caliente que en el agua fría.

Resumen: El calor es la energía que tiene un objeto debida al movimiento de sus átomos y moléculas que están constantemente vibrando, moviendose y

chocando unas con otras. Cuando añadimos energía a un objeto, sus átomos y moléculas se mueven más deprisa, incrementando su energía de movimiento o calor. Incluso los objetos más fríos poseen algo de calor porque sus átomos se están moviendo.

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Los átomos y moléculas en una sustancia no siempre se mueven a la misma velocidad. Esto significa que hay un rango de energía (energía de movimiento) en las moléculas. En un gas, por ejemplo, las moléculas se mueven en direcciones aleatorias y a diferentes velocidades - algunas se mueven rápido y otras más lentamente.

Dibujo de Doris Daou

La temperatura es una medida del calor o energía térmica de las partículas en una sustancia. Como lo que medimos en sus movimiento medio, la temperatura no depende del número de partículas en un objeto y por lo tanto no depende de su tamaño. Por ejemplo, la temperatura de un cazo de agua hirviendo es la misma que la temperatura de una olla de agua hirviendo, apesar de que la olla sea mucho más grande y tenga millones y millones de moléculas de agua más que el cazo.

Nosotros experimentamos la temperatura todos los días. Cuando hace calor o cuando tenemos fiebre sentimos calor y cuando está nevando sentimos frío. Cuando estamos hirviendo agua, hacemos que la temperatura aumente y cuando estamos haciendo polos o paletas de helado esperamos que la temperatura baje.

Dibujo de Doris Daou

EXPERIMENTO:

Llena un contenedor grande y otro pequeño de agua tibia. Mide la temperatura de los dos y apunta tus resultados. Haz lo mismo con agua caliente o fría utilizando contenedores de diferente tamaño.

Para más información sobre la temperatura ver: http://www.unidata.ucar.edu/staff/blynds/tmp.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/temperature_sp_06sep01.html (1 de 2) [27/02/2005 22:02:44]

http://www.unidata.ucar.edu/staff/blynds/tmp.html


Resumen: La temperatura es una medida de la energía media de las moléculas en una sustancia y no depende del tamaño o tipo del objeto.


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/temperature_sp_06sep01.html (2 de 2) [27/02/2005 22:02:44]




El calor puede transferirse de un lugar a otro por tres métodos diferentes: conducción en sólidos, convección en fluidos (líquidos o gases) y radiación a través de cualquier medio transparente a ella. El método elegido en cada caso es el que resulta más eficiente. Si hay una diferencia de temperatura el calor siempre viajará del lugar más caliente al más frío.

Imagen térmica infrarroja de dos tazas de café llenas de un líquido caliente. Note como el calor del líquido hace que las tazas brillen. El calor se transfiere del líquido caliente a las tazas por conducción.

CONDUCCIÓN:

La conducción tiene lugar cuando dos objetos a diferentes temperaturas entran en contacto. El calor fluye desde el objeto más caliete hasta más frío, hasta que los dos objetos alcanzan a la misma temperatura. La conducción es el transporte de calor a través de una sustancia y se produce gracias a las colisiones de las moléculas. En el lugar donde los dos objetos se ponen en contacto, las moléculas del objeto caliente, que se mueven más deprisa, colisionan con las del objeto frío, que se mueven más despacio. A medida que colisionan las moléculas rápidas dan algo de su energía a las más lentas. Estas a su vez colisionan con otras moléculas en el objeto frío. Este proceso continúa hasta que la energía del objeto caliente se extiende por el objeto frío. Algunas sustancias conducen el calor mejor que otras. Los sólidos son mejores conductores que los líquidos y éstos mejor que los gases. Los metales son muy buenos conductores de calor, mientras que el aire es muy mal conductor. Puede experimentar como el calor se transfiere por conducción siempre que toca algo que está más caliente o más frío que su piel, por ejemplo cuando se lava las manos en agua caliente o fría.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/transfer_sp13oct01.html (1 de 3) [27/02/2005 22:02:52]


CONVECCIÓN:

En líquidos y gases la convección es usualmente la forma más eficiente de transferir calor. La convección tiene lugar cuando áreas de fluido caliente ascienden hacia las regiones de fluido frío. Cuando ésto ocurre, el fluido frío desciende tomando el lugar del fluido caliente que ascendió. Este ciclo da lugar a una continua circulación en que el calor se transfiere a las regiones frías. Puede ver como tiene lugar la convección cuando hierve agua en una olla. Las burbujas son las regiones calientes de agua que ascienden hacia las regiones más frías de la superficie. Probablemente usted este familiarizado con la expresión: "el aire caliente sube y el frío baja" - que es una descripción de el fenómeno de convección en la atmósfera. El calor en este caso se transfiere por la circulación del aire.

Imagen térmica infrarroja mostrando como hierve el aceite en una sartén. El aceite está tranfiriendo calor hacia fuera de la sartén por convección. Note las partes calientes (amarillas) de aceite caliente ascendente y las partes frías del aceite que desciente. Imagen cortesía de K.-P. Möllmann and M. Vollmer, Universidad de Ciencias Aplicadas Brandenburg/Germany.

RADIACIÓN:

Tanto la conducción como la convección requieren la presencia de materia para transferir calor. La radiación es un método de transferencia de calor que no precisa de contacto entre la fuente y el receptor del calor. Por ejemplo, podemos sentir el calor del Sol aunque no podemos tocarlo. El calor se puede tranferir a través del espacio vacío en forma de radiación térmica. Esta, conocida también como radiación infrarroja, es un tipo de


http://www.ipac.caltech.edu/Outreach/Edu/infrared.html


Imagen térmica infrarroja del centro de nuestra galaxia. Este calor, procedente de numerosas estrellas y nubes interestelares, ha viajado unos 24,000 años luz (aproximadamente 240,000,000,000,000,000 km!) a traves del espacio en forma de radiación hasta llegar a nuestros telescopios infrarrojos.

radiación electromagnética (o luz). La radiación es por tanto un tipo de transporte de calor que consiste en la propagación de ondas electromagnéticas que viajan a la velocidad de la luz. No se produce ningún intercambio de masa y no se necesita ningún medio.

Los objetos emiten radiación cuando electrones en niveles de energía altos caen a niveles de enrgía bajos. La energía que se pierde es emitida en forma de luz o radición electromagnética. La energía aborbida por los átomos hace que sus electrones "salten" a niveles de energía superiores. Todos los objetos absorben y emiten radición. ( Este es un "applet" de java que muestra como un átomo absorbe y emite radición). Cuando la absorción de energía está equilibrada con la emisión, la temperatura del objeto permanece constante. Si la absorción de energía domina, la temperatura del objeto aumenta, si la emisión domina, la temperatura disminuye.

PAGINA PRINCIPAL Ultima Revisión: Octubre 14, 2001 SIGUIENTE


http://imagers.gsfc.nasa.gov/ems/waves.html

http://www.lightlink.com/sergey/java/java/atomphoton/index.html



Cómo detectamos el calor?


Hay muchas formas de detectar el calor. El método a elegir depende de la fuente de calor; por ejemplo, no es lo mismo detectar el calor del aire, que el del fuego o el de un objeto en el espacio.

Todos sentimos diferentes niveles de calor. Nuestra piel es un buen detector de calor que nos permite interpretar el movimiento molecular medio en un objeto como una sensación de frío o calor. Pero nuestra piel no siempre nos da medidas consistentes del calor.

ACTIVIDAD:

Toma 3 recipientes de agua - en una muy fría, en otra tibia y en la otra muy caliente (pero no te quemes!). Pon una mano en el agua caliente y otra en el agua muy fría por 5 segundos y después pon ambas manos en el recipiente templado. Notarás que el agua templada se sentirá caliente en la mano que estaba antes en el agua fría y fría en la que estaba caliente. Nuesta piel nos da información sobre la diferencia de temperaturas entre la piel y el objeto que estamos tocando, pero no nos proporciona una medida de la temperatura en si.

Para ésto necesitamos instrumentos especiales que pueden medir de forma precisa el calor, como un termómetro. Los termómetros y los otros instrumentos para medir la temperatura se usan para obtener una medida cuantitativa del movimiento medio de las moléculas en la sustancia. Asignan a este movimiento molecular medio un número de grados a los que llamamos temperatura.

Todos nosotros hemos usado termómetros para medir el calor, pero algunas veces necesitamos medirlo en sitios donde no podemos poner un termómetro, como por ejemplo en el espacio, en metales fundidos y en fuegos calientes. En estas situaciones necesitamos instrumentos que nos permitan medir el calor sin tocar la fuente de energía. Estos instrumentos miden la radiación térmica que es emitida por la fuente de calor. Ejemplos de estos tipos son las cámaras y detectores infrarrojos.

Conjunto de detectores infrarrojo para medir el calor procedente de objetos en el espacio.

Termómetro exterior para medir la energía térmica media en el aire.

Cámara térmica infrarroja para

tomar imágenes del calor.

En el sistema métrico el calor se mide en unidades llamadas julios, en el sistema británico se mide en Unidades Térmicas Británicas (BTU). El calor también se puede medir en calorias.

La unidad Julio fue nombrada en honor del físico Inglés James Prescott Joule (1818 - 1889), descubridor de que el calor es un tipo de energía.

El experimento de Joule fue muy importante porque demostró que podemos calentar agua sin necesidad de usar fuego. En un recipiente con agua y con un termómetro para controlar su temperatura, Joule hizo girar vigorosamente un molinillo. Después de un rato se dio cuenta de que la temperatura del agua aumentaba. Trás de repetir el experimento muchas veces llegó a la conclusión de que 4.19 Julios de trabajo eran necesarios para subir la temperatura de un gramo de agua un grado Celsius.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/detect_sp_06sep01.html (1 de 2) [27/02/2005 22:03:00]


Un BTU es la cantidad de calor necesaria para subir la temperatura de una libra de agua un grado Fahrenheit.

1 BTU = 1,000 Julios

Una caloría es la cantidad de calor necesaria para subir la temperatura de un gramo de agua un grado Celsisus.

1 caloría (cal) = 4.186 Julios

PROBLEMA:

Una chocolatina tiene 150 calorías por racción y cada chocolatina tiene dos racciones. Cuántos Julios tiene?

Cuántas calorías necesitamos para calentar dos gramos de agua de 20 a 22 grados Celsius?

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Cómo se mide la Temperatura?

Cómo Medimos la Temperatura?

Se han inventado muchos instrumentos para medir la temperatura de forma precisa. Todo empezó con el establecimiento de una escala de temperaturas. Esta escala permite asignar un número a cada medida de la temperatura.

A principios del siglo XVIII, Gabriel Fahrenheit (1686-1736) creó la escala Fahrenheit. Fahrenheit asignó al punto de congelación del agua una temperatura de 32 grados y al punto de ebullición una de 212 grados. Su escala está anclada en estos dos puntos.

Unos años más tarde, en 1743, Anders Celsius (1701-1744) inventó la escala Celsius. Usando los mismos puntos de anclaje Celsius asignó al punto de congelación del agua una temperatura de 0 grados y al de ebullición una de 100 grados. La escala Celsius se conoce como el Sistema Universal. Es el que se usa en la mayoría de los paises y en todas las aplicaciones científicas.

Hay un límite a la temperatura mínima que un objeto puede tener. La escala Kelvin está diseñada de forma que este límite es la temperatura 0. La relación entre las diferentes escalas de temperatura es la siguiente:

oK = 273.15 + oC oC = (5/9)*(oF-32) oF = (9/5)*oC+32

oF oC oK

El agua hierve a 212 100 373

Temperatura Ambiente 72 23 296

Para ir de una escala a otra puede usar esta calculadora para convertir temperaturas (Inglés).

A la temperatura del cero absoluto no hay movimiento y no hay calor. Es cuando todo el movimiento atómico y molecular se detiene y es la temperatura más baja posible. El cero

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http://www.cchem.berkeley.edu/ChemResources/temperature.html

http://www.cchem.berkeley.edu/ChemResources/temperature.html

Cómo se mide la Temperatura?

El agua se congela a 32 0 273

Cero Absoluto -460 -273 0

absoluto tiene lugar a 0 grados Kelvin, -273.15 grados Celsius o -460 grados Farenheit. Todos los objetos tienen una temperatura más alta que el cero absoluto y por lo tanto emiten energía térmica o calor.

Si queremos entender qué significa la temperatura a nivel molecular debemos recordar que la temperatura es la energía media de las moléculas que componen una sustancia. Los átomos y las moléculas no siempre se mueven a la misma velocidad. Esto significa que hay un rango de energías entre ellas. En un gas, por ejemplo, las moléculas se mueven en direcciones aleatorias y a diferentes velocidades - algunas se mueven rápido y otras más lentamente. A veces estas moléculas colisionan entre si. Cuando esto tiene lugar las moléculas que se mueven más deprisa transfieren parte de su energía a las que se mueven más despacio, haciendo que la más rápidas se ralenticen y las más lentas se aceleren. Si ponemos más energía en el sistema, la velocidad media de las moléculas se incrementa, lo que hace que se produzca energía térmica o calor. Por lo tanto, temperaturas altas corresponden a sustancias que tienen un movimiento medio molecular mayor. Nostros, por supuesto, no podemos sentir ni medir el movimiento de cada molécula, solo el movimiento medio de todas ellas.

Pulse aquí para ver un "applet" de java que muestra cómo las moléculas se mueven a diferentes temperaturas (Inglés).

En un objeto frío las moléculas se mueven lentamente y en uno caliente se mueven deprisa. Cuando dos objetos se ponen en contacto sus movimientos moleculares medios se igualan y cuando esto ocurre se dice que han alcanzado equilibrio térmico.

Para más información sobre la temperatura vea:

http://www.unidata.ucar.edu/staff/blynds/tmp.html (Inglés)

Hay también varios sitios en la red donde se discuten diferentes instrumentos para medir la temperatura y cómo funciona cada uno.

● Cómo Funcionan los Termómetros (Inglés) ● Termómetros (Inglés) ● Tipos de Termómetros y Cómo Funcionan (Inglés) ● Sensores de Temperatura (Inglés)


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/measure_sp_06sep01.html (2 de 2) [27/02/2005 22:03:10]

http://www.colorado.edu/physics/2000/bec/temperature.html

http://www.unidata.ucar.edu/staff/blynds/tmp.html

http://www.howstuffworks.com/therm.htm

http://www.met.fsu.edu/explores/thermometer.html

http://www.springnet.com/ce/temp01.htm

http://www.temperatures.com/sensors.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/benefits.html

Veamos nuestro mundo con una luz diferente

Nuestros ojos nos permiten aprender mucho sobre el mundo que nos rodea. Piense en toda la información que usted obtiene y procesa con sólo mirar las cosas. Nuestros ojos son detectores biológicos sofisticados que han evolucionado para ver la luz visible o luz óptica. Sin embargo, existen muchos otros tipos de luz o radiaciones que no podemos ver sin ayuda de la tecnología. El ojo humano es sensible a una pequeñísima fracción de la gama completa de la radiación que denominamos espectro electromagnético [página en Inglés]. Para apreciar completamente la belleza y la complejidad de la naturaleza, necesitamos utilizar dispositivos artificiales que nos permitan ver los mundos “invisibles” a los ojos humanos. Los médicos que emplean radiografías para hacer diagnósticos y los controladores de tráfico aéreo que usan radares para dirigir con seguridad los aviones, son sólo dos ejemplos de cómo el estudio de la “luz invisible” contribuye a mejorar nuestras vidas.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/benefits.html (1 de 3) [27/02/2005 22:03:20]


La luz infrarroja (IR) es principalmente radiación térmica, es decir, una medida de la temperatura. A la izquierda podemos apreciar la imagen infrarroja de una persona que sostiene una vela encendida. En esta imagen de color falso, las regiones blancas son las más calientes, el rojo representa áreas más templadas y las porciones más frías aparecen azuladas. Observe el contraste entre la llama sumamente caliente y las gafas o anteojos relativamente fríos, que no emiten una gran cantidad de radiación IR. La imagen de la derecha es una fotografía infrarroja de un gato. En ella, las regiones amarillas son las más calientes y las áreas moradas o violetas son las más frías. Podemos ver que las partes más calientes de la cara del gato son los oídos y los ojos, mientras que la región más fría es la nariz. Si usted tiene un gato en su casa, toque suavemente los lóbulos del oído y observe el contraste con la temperatura de la nariz.

Estas imágenes nos dan una idea de cuan diferente veríamos el mundo si tuviésemos ojos adaptados a la luz infrarroja, y revelan la información adicional que no podríamos obtener si simplemente confiásemos en nuestros ojos. Cualquier objeto con una temperatura más alta que el cero absoluto (–273,15 °C), o cero grados Kelvin (0 K), irradia en la banda infrarroja. ¡Incluso los objetos que consideramos muy fríos, como los cubos de hielo, emiten luz infrarroja!

© 1999 Roy R. Goodall

Imagen de luz visible (izquierda) y de luz infrarroja (derecha) de la ciudad de Seattle.

La mayoría de lo que vemos con nuestros ojos es el resultado de radiación indirecta (o radiación reflejada) generada por el sol o por luces artificiales. La persona que se sienta a la mesa frente a nosotros es visible gracias a la luz reflejada, proporcionada por otra fuente de radiación (generalmente, iluminación artificial). Sin embargo, si nuestros ojos fuesen capaces de ver la radiación infrarroja, esa persona sería visible incluso en una habitación totalmente a oscuras. ¿Por qué? Porque nuestro compañero de mesa está vivo, su cuerpo está caliente y produce radiación infrarroja. En general, cuanto más caliente se encuentra un objeto, tanto mayor es la radiación IR que produce.

El desarrollo, la prueba y la mejora de los detectores infrarrojos son resultado de una colaboración muy productiva entre empresas aeroespaciales e industriales (financiadas sobre todo por las fuerzas armadas) e investigadores de universidades (financiados principalmente a través de la NASA). Estas actividades de investigación de tecnologías de detectores infrarrojos han permitido crear numerosas aplicaciones útiles, además de aquéllas utilizadas en la ciencia, la defensa y el espacio.



Utilizamos la tecnología infrarroja diariamente; por ejemplo, al pulsar el botón de un control remoto para encender el televisor o para cambiar de canal. En las computadoras, la luz infrarroja se utiliza para leer discos CD-ROM. Los cajeros de las tiendas usan lectores infrarrojos para leer los códigos de barras estandarizados de los productos y acelerar el pago de las compras. La tecnología infrarroja también se emplea en sistemas de cierre de puertas de automóviles y sistemas de seguridad del hogar, sistemas de acondicionamiento de temperatura ambiente y monitores de temperatura portátiles. También es utilizada como sonda de diagnóstico; por ejemplo, para medir temperaturas oceánicas desde satélites en órbita, detectar el calor de personas perdidas en bosques en la oscuridad de la noche, y estudiar debilidades estructurales en sistemas eléctricos y mecánicos. La luz infrarroja permite obtener medidas precisas y sacar conclusiones con seguridad, sin necesidad de tocar los objetos analizados.

En este módulo de página web, hemos explorado algunas de las aplicaciones más comunes y originales de la luz infrarroja: usos científicos, artísticos e industriales; usos con fines de diagnóstico médico y usos en sistemas de seguridad.

Si usted tiene imágenes interesantes que podamos incorporar a nuestro módulo —con el debido reconocimiento—, por favor comuníquese con [email protected].

PAGINA PRINCIPAL Ultima Revisión: Octubre 14, 2001 SIGUIENTE





Midiendo la Temperatura Usando los Colores de la Luz (Inglés)

Ciencias para Niños de 10 años - Calor (Inglés)

Diferentes Actividades sobre Calor y Temperatura (Inglés)

Calor y Temperatura: Unidad de Ciencias para Niños de 12 años (Inglés)

Descubriendo la Radiación Infrarroja

Convección - Haz tus propias ondas de calor en un acuario (Inglés)

PAGINA PRINCIPAL Ultima revisión: Octubre 14, 2001

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/thermal/activities_sp13oct01.html [27/02/2005 22:03:32]

http://www.exploratorium.edu/snacks/convection_currents.html

Welcome to Exercises in Quantitative Measurement of Light


If you are interested in a new way to illustrate concepts such as the inverse square law for light and how light can be used for remote sensing of temperatures, read on. We have developed an inexpensive light meter using parts that are readily available from electronic supply stores. The light sensor responds not only to visible light but to near-infrared radiation as well so more of the electromagnetic spectrum can be investigated.

Sample exercises for Middle School Students

These are Microsoft word 6.0 documents, click on them to download to your computer.

❍ Measurement of temperatures using color of light❍ Inverse square law using visible light❍ Inverse square law using infrared light❍ Blank data table for use with the inverse square law experiments

Click on any of the following to read these exercises.

● Measurement of temperatures using color of light● Inverse square law using visible light● Inverse square law using infrared light● Blank data table for use with the inverse square law experiments

How To Get your Own Light Sensor

ïfont> This section is still under development.

http://ircamera.as.arizona.edu/ideas/index.html (1 de 2) [27/02/2005 22:03:44]

ftp://fspec.as.arizona.edu/pub/idea/temp.doc

ftp://fspec.as.arizona.edu/pub/idea/inverse.doc

ftp://fspec.as.arizona.edu/pub/idea/ir_inverse.doc

ftp://fspec.as.arizona.edu/pub/idea/table.doc

http://ircamera.as.arizona.edu/ideas/temp.html

http://ircamera.as.arizona.edu/ideas/inverse.html

http://ircamera.as.arizona.edu/ideas/ir_inverse.html

http://ircamera.as.arizona.edu/ideas/table.html


How Does the Light Sensor Work?

ïfont>This section is under development.

The development of the light sensor and exercises has been sponsored by NASA and by SIRTF, the Space Infrared Telescope Facility Project.

Please send us your comments, questions, and experiences!

Marcia Rieke, Astronomy Professor at the University of Arizona: [email protected]

Warren Fish, Middle School Science teacher at Revere Middle School in Los Angeles, CA: [email protected]

http://ircamera.as.arizona.edu/ideas/index.html (2 de 2) [27/02/2005 22:03:44]





Grade Five Science - Heat

Grade 5 Science

Core Unit: HeatUnit overview:

This unit develops the concept of heat as a form of energy. Temperature is one of the criteria used to estimate the quantity of heat energy. The other major component of the unit is the concept of heat transfer, and the application of the principles of heat transfer to energy conservation.

Related units:

The grade 3 Core Unit, Properties of Matter, and Optional Units, Fire and Fuels and Heating and Cooling, all prepare students to deal with the concepts in this unit.

Forms of Energy, a grade 4 Core Unit deals with the nature of heat and some of its effects.

This unit is intimately related to the grade 5 Core Unit on Resources since it is through the renewable and nonrenewable resources that most of the heat on the Earth is produced. It would be most profitable to integrate these two units.

The grade 6 Unit Energy in Our Lives extends the second theme of this Core Unit, heat transfer and energy conservation.

Suggested themes:

conservation, heat, heat transfer, conservation, energy, environment, matter, resources, temperature

Factors of scientific literacy which should be emphasized:

● A3 holistic ● B8 quantification ● B12 conservation ● B13 energy-matter ● C2 communicating ● C3 observing and describing ● C4 working cooperatively

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr5uaesc.html (1 de 8) [27/02/2005 22:03:55]

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr5tcesc.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/copyright.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/evergrn.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/elemsci.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/midlsci/wwwboard/wwwboard.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/curr_inst/iru/bibs/elemsci/index.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr5ubesc.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr3ucesc.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr3ueesc.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr3ufesc.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr3ufesc.html


http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr5udesc.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/midlsci/gr6uemsc.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/scilesca.html#a3

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/scilescb.html#b8



http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/scilescc.html#c2




● C8 hypothesizing ● C11 controlling variables ● D1 science and technology ● E3 using equipment safely ● E7 manipulative ability ● E10 measuring temperature ● F2 questioning ● F3 search for data and their meaning ● G1 interest ● G2 confidence

Common Essential Learnings foundational objectives which should be emphasized:

● To develop an understanding of how knowledge is created, evaluated, refined and changed within science. (CCT)

● To strengthen students' understanding of heat and heat transfer through applying knowledge of numbers and their interrelationships.(NUM)

Science foundational and learning objectives:

1. Describe the nature of heat. 1. Investigate the effects of heat energy on matter. 2. Explain the kinetic molecular theory. 3. Measure the temperature of various substances. 4. Recognize some sources of heat energy.

2. Describe the transfer of heat energy. 1. Contrast conduction, convection, and radiation of heat energy. 2. Identify methods of heat conservation in buildings.

Suggested Activities:

1. Fill three pails with water. To one, add ice so that the temperature of the water is close to 0 °C. Mix tap water and hot water so that the temperature in another pail is about 30 °C. The remaining pail should contain water at about 55 °C. Each group should have a thermometer, two cups, and a jar with at least three times the capacity of the cups. The best cups for this activity are styrofoam cups or insulated mugs. (If you are going to use styrofoam cups, salvage them after they have been used for coffee or hot chocolate. Avoid buying new styrofoam cups since the foaming agent may damage the ozone layer, and styrofoam is not biodegradable. If you can't discourage others from using them, reuse the ones they discard.)

Add water until one cup is about two-thirds full, and mark that level on the side of the cup. Pour the water into the other cup and mark the level on that cup. Discard that water. From the




http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/scilescd.html#d1

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/scilesce.html#e3



http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/scilescf.html#f2


http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/scilescg.html#g1


http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/policy/cels/el4.html



supply pails, fill one cup to the mark with hot water, and the other with cold water. Record the temperature of the water in each cup. Each member of the group should predict what temperature will result when the water from the two cups is mixed. Have students record their predictions. Then pour the contents into the jar, swirl the jar for a few seconds to mix the water, and record the final temperature.

Check the final temperature with the predictions. If one group member is within 3 °C of the final temperature, that member should explain to the group how the prediction was made. Empty the jar and repeat the procedure. Monitor the groups to see how the predicting is coming.

Repeat, using warm water and hot water, and then cold water and warm water. Compare and discuss the predictions and the final temperature.

Produce one more cup which is calibrated to hold the same volume as the two original cups. Get two cups of hot water and one cup of cold water. Measure the temperature of the water in each cup. Each member of the group should predict what temperature will result when the three cups of water are mixed, and record that prediction. Then have students pour the contents into the jar, swirl the jar for a few seconds to mix the water, and record the final temperature. Check the final temperature with the predictions.

Repeat, using two measures of cold water and one measure of hot water.What would be the resulting temperature if ten measures of hot water at 50 °C were mixed with one measure of water at 0 °C, or if 1 000 measures of hot water at 50 °C were mixed with one measure of cold water at 0 °C?

Factors: B8, B10, C3, C4, C8, C12, E3, E7, E10, F3, G1, G2

Objectives: 1.1, 1.3

Assessment Techniques: 1, 3, 5, 9

Common Essential Learnings: Numeracy. Students measure temperature and predict what will happen when different volumes of water at different temperatures are mixed. The accuracy of their predictions may increase with experience. There is a relationship between the temperature change, the total volume of water mixed, and the quantity of heat contained. Some students may be able to determine that relationship.

2. Fill a jar about two-thirds full of hot water (around 50°C) and another jar with a similar amount of ice water. Allow the jars to sit on the desk without being bumped for about one minute, to let any currents subside. Measure and record the temperature of the water in each container. Add one drop of food colouring to each jar. Describe the patterns and speedof diffusion of the dye through the water in each jar. Discuss what is observed. Interpret the observations based on the kinetic molecular theory of matter. (At higher temperatures, the water molecules have a














http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/asesstab.html



greater average kinetic energy. Water molecules at the higher temperature collide at a greater rate with the molecules of dye. This permits the dye to diffuse faster through the water.)

This activity may also be performed as a demonstration by using two petri dishes instead of jars. Place them on an overhead projector, add the water to each jar, then proceed as described in the main activity above. Using the overhead projector makes this an effective way to demonstrate the phenomenon of diffusion to the class. The disadvantage is that in this method students have fewer opportunities to manipulate equipment.

Factors: B13, C2, C3, C8, F2, F3, G1, G2

Objectives: 1.1, 1.2, 1.3

Assessment Techniques: 1, 3, 5, 7c

Common Essential Learnings: Critical and Creative Thinking. Students make careful observations and discuss those observations with others. They strengthen their perceptual abilities, investigating the effects of diffusion on the dye. Inferences regarding the kinetic molecular theory of matter can be made during this activity.

3. Construct a thermal expansion demonstration. Get a solid aluminum or iron rod from 40 cm to 1 m in length. Support it horizontally with two blocks of wood, with one end of the rod against a wall. Use a drinking straw (the ones with the scoop end distributed with slush drinks are ideal) so that the free end of the rod rests on the end (scoop end) of the straw. A pin pushed through the straw about 3 cm from the point where the straw and rod meet and into another block will act as a pivot for the straw indicator. A reference scale drawn on cardboard may be mounted to the back of the block which supports the straw. Heat the rod, using alcohol burners or candles, and watch the free end of the straw for any movement.

Ask the students to find out what they can about expansion joints used in bridge construction, sidewalk construction, and other areas. How do power lines illustrate thermal expansion and contraction?

Factors: B13, C3, C4, C8, D1, E3, E7, F3, G1



Common Essential Learnings: Numeracy. Students are able to measure a very small change by the use of amplification.

4. Get a wide-mouthed large glass jar, like a restaurant-size pickle jar. Put it in a freezer or outside if the temperature is below freezing, so that the air inside the jar is cold. Immediately
























upon bringing it out of the fridge or while it is still outdoors, cover the mouth of the jar with a piece of a latex examination glove (available from a veterinary supply store) stretched as tightly as possible. Secure the cover with an elastic or string around the neck of the jar. Observe what happens to the latex as the air in the jar warms. Account for this phenomenon. Try heating the jar by placing it in a shallow pan of hot water. Then cool the jar by placing it in a pan of ice water or snow. What effect do these changes have on the latex seal?

An alternate way to demonstrate the expansion of air when heated is to put an empty 2 litre plastic pop bottle in the fridge. Remove it from the fridge and place a small, previously inflated, well-stretched, balloon over the mouth. Ensure that the balloon seals tightly. Place the bottle in a pail of hot water and observe.

Discuss the observations of the expansion of air, using the kinetic molecular theory. Ask students to find examples where the principle of thermal expansion or contraction of gases is used for a particular purpose.

Ask students to notice the explosion symbol and to read the warning on an aerosol can. Have individuals explain through a journal writing activity why the can may explode if heated. Encourage students to make reference to the kinetic molecular theory in their explanation.

Factors: B13, C3, C8, E3, E7, F2, G1



Common Essential Learnings: Critical and Creative Thinking. The most important part of this activity is having students try to relate what they observe to the kinetic molecular theory of matter. They should be able to make inferences about what might be happening to the atoms of the substance, based on changes which happen to the whole bar.

5. From a coat hanger, cut a piece of wire about 30 cm to 40 cm in length. Sand off any paint or coating on the wire. Dip the wire in melted paraffin so that 10 cm at one end is left uncoated. Get a similar length of 10 or 12 gauge copper wire (used for house wiring -- the gauge is written on the outer insulation of the cable) and coat all but 10 cm at one end with paraffin. Make sure that the paraffin starts the same distance from the end of each wire. Use a pencil point to make a mark every one cm along the waxed part of the wire.

Construct a stand so that the wires can be supported horizontally about 10 cm above the table top, so that the unwaxed end protrudes about 5 cm. Using candles of the same height, diameter, and wick length, heat the wire at the unwaxed end. Record the time at which each cm mark in the wax melts so that it can't be distinguished. (The first mark should be the 11 cm mark. Which marks remain can be easily checked at any time during the experiment by using a ruler for reference.)












Compare the time it takes for the heat to be conducted along each wire to melt the wax. The data could be represented on a bar graph, with a separate bar for each cm mark. A line graph is better, with length on the vertical axis and time on the horizontal axis. Remember that scales on graph axes, whether bar or line graphs, are segments of number lines.

Another variation, which will show heat transfer through metal is to place drops of wax from a lit candle on a bar or a wire at regular intervals along its length. Place thumb tacks on the hot wax before it has cooled. Heat the bar at one end. As the heat travels along the bar, the wax will begin to melt and the thumb tacks will fall off the bar.

Factors: B8, B13, C3, C11, E3, E7, F3, G1



Common Essential Learnings: Numeracy. The main emphasis in this activity should be on obtaining the data and preparing the graph. By comparing the graphical information for the different types of wire, students can make inferences regarding the ability with which the different materials conduct heat.

6. Have a contest to see which group can design and build the best "solar energy trap." The main criterion for judging is the temperature inside the trap after a one hour exposure to sunlight. Other criteria might include such things as design considerations, the cost of the materials, the length of time the trap holds the heat after being removed from the sun, and so on.

Have the students brainstorm to suggest some uses for such a device. They may also investigate the types of solar collectors which are available commercially, and the uses made of them.

A related project is to monitor the temperatures inside parked cars on a sunny day. Perhaps permission can be obtained to use several of the teachers' cars for this project. Different locations within the car, such as the trunk, floor level in the back seat, dashboard or rear window, could be used. The interior temperatures could be compared with the exterior temperature. The thermometer should be shielded so that the sun does not strike it directly.

Factors: A3, B12, B13, C4, C11, D1, E3, E7, E10, G1, G2

Objectives: 1.1, 1.3, 1.4, 2.2

Assessment Techniques: 1, 2, 3, 4, 5, 8, 9

Common Essential Learnings: Independent Learning. Students are faced with a wide variety


























of learning experiences in this activity. Working individually or in groups, they will come up with a wide variety of solutions to this challenge.

7. Use a candle to heat a beaker of water. Place the candle so that it is under the centre of the beaker. Make sure that the beaker is one which is approved for heating liquids (pyrex, for example). Use a wire screen between the flame and the bottom of the beaker to diffuse the flame. An interesting side investigation is to look at how the flame is diffused by the screen. Add some flakes of black pepper or a pinch of powdered charcoal to the beaker and observe the currents in the water. Move the candle flame to one side of the beaker to determine if this has any effect on the currents.

Repeat the procedure, using canola oil instead of water. Compare the observations made in each trial.

(Caution: Do not heat the liquids past 50 °C. Hot liquids can cause severe scalds.)

Factors: B13, C3, C4, C11, E3, E7, E10, F2, F3, G1

Objectives: 1.1, 1.3, 1.4, 2.1


Common Essential Learnings: Critical and Creative Thinking. Students should examine the particles trapped in the currents to see if they are moving in any particular direction.

8. Measure out equal masses of some stones, some washers, some copper wire, some glass beads, and any other solids which can be heated in water. Small bags of nylon window screening can be made to contain each solid, using a string to tie them together at the top. Leave enough string attached to be used as a handle.

Get one jar or cup for each of the substances in the bags. Select the size of jar or cup so that it will hold sufficient water to cover the sample of solid without overflowing due to displacement. Half-fill each jar with water which is at room temperature or slightly below. Obtain a container of hot water large enough to hold all the sample bags. Place the sample bags in the hot water with the string handles hanging out over the edge. Leave the bags in place for five to ten minutes so that the solids reach the same temperature as the water.

After this time, measure and record the temperature of the hot water, and the water in the jars or cups. Remove the sample bags, one at a time, and place into one of the jars or cups containing the room temperature water. Measure and record the maximum temperature in each cup. Compare the temperature change produced by each substance. Which substance contains the most heat? Which substance contains the least heat? Each group should compare its data with that of the other groups. What would be the final temperature produced by mixing 75 g of water at the same temperature as the solids with the room temperature water sample? What















would be the final temperature if cooking oil were used?

Factors: B8, B13, C3, C4, C8, C11, E3, E7, E10, F2, F3, G1


Assessment Techniques: 1, 3, 5, 7c, 9

Common Essential Learnings: Critical and Creative Thinking. In this activity students undertake a wide range of experiences to investigate phenomena related to heat transfer.

9. Do a heat conservation survey of your school. List some of the design considerations for energy efficiency used by architects, and use those to produce a checklist or questionnaire which can be used to complete the survey. The survey can include both objective and subjective criteria. What type and thickness of insulation is present in the walls and ceilings? Are there double entry systems at each door from outside, or do the doors open directly into the hallways? Do the windows shut tightly or do they allow drafts? How comfortable are the classrooms in both extremely cold winter weather and in the hot spells of May and June?

The questionnaire can be revised to produce one for other public buildings in your area, and another for homes. What are the advantages and disadvantages of building to conserve heat?

Factors: A3, B13, B12, C3, D1, F2, F3, G1, G2


Assessment Techniques: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 9

Common Essential Learnings: Independent Learning. Students have the opportunity to investigate efficient use of energy in buildings. The open-ended nature of this activity allows for diversity.



























http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/gr5tcesc.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/copyright.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/evergrn.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/elemsci/elemsci.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/docs/midlsci/wwwboard/wwwboard.html

http://www.sasked.gov.sk.ca/curr_inst/iru/bibs/elemsci/index.html


http://www.caps.ou.edu/CAPS/teachsun.html

Learning Module: THE SUN AND OUR WEATHER

TOPIC B: The Sun and Our Weather

ACTIVITY #1: What is Temperature?

TYPE OF ACTIVITY: Large Group

DESCRIPTION: Students will learn the definition of temperature.

BACKGROUND INFORMATION FOR THE TEACHER: Temperature is the measure of the average kinetic energy of the molecules in a substance. (Kinetic energy is the energy of motion.) The more kinetic energy a molecule has, the faster it is moving. Hot molecules move faster than cold ones.

INSTRUCTIONS:

TEACHER STUDENT

1. Have students move their desks out of the center of the room so they have large open space to work in.

1. Move desks out of the way creating a large work area in the room.

2. Have students stand as close to each other as they can without touching each other.

2. Stand close together, but without touching, in the space you've created in the room.

3. Explain to the students they are behaving like the low energy molecules in a cold substance.

3. Notice how close together you are and how little movement is occurring. This is how the molecules in a cold substance behave.

http://www.caps.ou.edu/CAPS/teachsun.html (1 de 13) [27/02/2005 22:04:07]


4. Have students increase their level of kinetic energy.

4. Imagine you've been given more kinetic energy. Increase your movement still being careful to avoid touching other students.

5. As students continue to increase their kinetic energy you should notice them spreading out and taking up more space on the floor.

5. Continue increasing your kinetic energy (event o the point of walking) until your teacher tells you to stop.

6. Have the students stop moving and observe their placement. Help them discover that as substances heat up and their molecules speed up the molecules spread apart causing the substance to expand just as hey have. The expansion makes the substance less dense which is why hot air rises. (Note: In reality the molecules do bounce off of each other while moving around. We have asked the student to abstain from that both to make the activity a little safer and to encourage the students to spread out.)

6. Look around you and notice what effects this increase in "temperature" has had on both you and the group. Are you standing in the same spot you started in? Is the group as tightly packed together as it was?

Concept: Temperature is a measure of the average kinetic energy of the molecules of a substance.

Skills: making observations, making comparisons, communicating findings, making inferences, controlling variables, drawing conclusions, making generalizations.


ACTIVITY #2: How to Read a Thermometer

TYPE OF ACTIVITY: Individual

MATERIALS NEEDED PER STUDENT: thermometer

DESCRIPTION: Students will learn to read a liquid-in-glass thermometer.

BACKGROUND INFORMATION FOR TEACHER: Thermometers work on the principle that when a substance is heated it expands. This expansion forces the liquid to rise up the tube in the thermometer. The thermometers included in this kit contain alcohol that has been dyed red. Mercury is another liquid commonly used in thermometers.

INSTRUCTIONS:



TEACHER STUDENTS

1. Hand out the thermometers to the students

2. Point out the two temperature scales to the students. Make sure they understand each markrepresents two degrees.

2. Notice the two temperature scales on your thermometer. The scale on the left is in degrees Fahrenheit and the one on the right is degrees Celsius. Both scales are divided in two degreeincrements.

3. Help the students read their thermometers.

3. To read the temperature the thermometer should be vertical and your eyes should be level with the top of the liquid.

4. Avoid handling the thermometer as much as possible when taking readings. The heat from yourhands will be transferred to the glass causing its temperature to rise.

CONCEPT OF THE ACTIVITY: Temperature is measured using a thermometer.

SKILLS LEARNED: Making observations, making measurements, using numbers.


ACTIVITY #3: Does the Sun Influence Temperature?

TYPE OF ACTIVITY: Small Group

MATERIALS NEEDED PER STUDENT: Sunshine, Thermometers

DESCRIPTION: Students will explore the sun's role in heating the earth.

INSTRUCTIONS:

TEACHER STUDENTS

1. Give each group of students a thermometer and take the students outside.

2. Help your students choose appropriate locations for making their measurements.

2. Place your thermometer in a shady location. Wait a few minutes while it registers the temperature.



3. Read your thermometer and make a note of the temperature.

4. Move your thermometer to a sunny location. Adjust it so the sun is not shining directly onto the glass. Wait again for it to register the temperature.

5. Read the thermometer again. Compare this reading with the first one. What happened?

6. Explain to the students that their thermometers registered higher temperatures in the sunlight because the sun's energy was entering into the thermometer and heating up the alcohol to a temperature greater than that of the surrounding air. For this reason meteorologists are always careful to place their thermometers in the shade.

6. Keeping your thermometer in the same place, move it so the sun is shining on the glass. Read the temperature it registers now.

CONCEPT OF ACTIVITY #3: The sun's energy heats the earth

SKILLS LEARNED: making observations, making comparisons, making measurements, recording data, making interpretations of data, using numbers, making decisions, drawing conclusions, forming generalizations.


ACTIVITY #4: Heat Transfer

TYPE OF ACTIVITY: Individual

MATERIALS NEEDED PER STUDENT: sunlight (or suitable strong light source), warm surface, candle, scissors, paper, tape, string, matches, worksheet #1

DESCRIPTION: Student will observe the three methods of heat transfer; radiation, conduction, and convection.

BACKGROUND INFORMATION FOR THE TEACHER: Our weather is a result of heat transfer in our atmosphere. In order to understand how this transfer influences the weather we must first understand the heat transfer itself. Heat is transferred by three methods; radiation, conduction, and convection. Radiation is the method by which the sun's energy reaches the earth. This energy travels in the form of waves which will pass most easily through a vacuum. Conduction is the direct transfer of energy from one molecule to another by collision. The faster the molecules are moving, the hotter the substance is.


http://www.caps.ou.edu/CAPS/lesson_plans/worksheet_1.html


Convection is the organized motion of large groups of molecules based on their relative densities or temperatures. (warm air rises, cold air sinks.)

INSTRUCTIONS:

TEACHER STUDENTS

1. RADIATION: Have the students stand in a shady location. Then have them move to a sunny location. Ask them if they can feel the sun's energy being absorbed by their bodies.

1. RADIATION: Stand in a shady location. Now move to a sunny location. Can you feel the sun's energy warming you up?

2. CONDUCTION: Have students touch the palms of their hands to their cheeks and make a mental note of the temperature of their hands.

2. RADIATION: Touch the palms of your hands to your cheeks and notes how warm or cool they feel.

3. CONDUCTION: Next have students place the palms of their hands against a warm surface such as a sunny wall.

3. RADIATION: Now place the palms of your hands against a warm surface.

4. CONDUCTION: After their hands have had a chance to warm up have them touch their cheeks again.

4. RADIATION: Put your hands back on your cheeks. How does their temperature now compare to what it was before? What happened?

5. CONVECTION: Give each student a worksheet, scissors, a piece of string, and tape.

6. CONVECTION: Have student cut their circles into spirals.

6. CONVECTION: Using the scissors, cut your circle into a spiral.

7. CONVECTION: Have the students attach string to the center of the spiral with tape.

7. CONVECTION: Attach the string to the center of the spiral with tape.

8. CONVECTION: Have students hold their spirals above candles or other heat source begin careful not to burn the paper.

8. CONVECTION: Hold your spiral over a candle or other heat source. Be careful not to set the paper on fire.

9. CONVECTION: Help the students discover that hot air produced by the heat source is rising and pushing against the bottom side of the spiral causing it to spin.

9. CONVECTION: After a moment your spiral should begin to spin. Observe its direction movement. What do you suppose is happening?

10. CONVECTION: If conditions are right, you may even be able to locate regions of cold sinking air nearby.

CONCEPT OF ACTIVITY #4: Heat is transferred by three methods/ radiation, conduction, and convection



SKILLS LEARNED: making observations, making comparisons, communicating finding, making inferences.


ACTIVITY #5: Convection in the atmosphere

TYPE OF ACTIVITY: Small group

MATERIALS NEEDED PER GROUP: large glass jar, small jar with lid, plastic drinking straw, dark food coloring, hot water, cold water, hammer and large nail, scissors

DESCRIPTION: Students will observe convection in water as a model for how the atmosphere convects.

BACKGROUND INFORMATION FOR THE TEACHER: Weather can be simply defined as "wet air going up." One cause of rising air is convection. Convection is the upward motion of a warm fluid through a cooler one. This happens because the warm fluid is less dense than the cold. This upward motion is easily seen in the growth of cumulus clouds. As the moist air rises and cools, the water vapor condenses to form clouds. This upward motion is balanced by sinking motion in other areas. Areas of sinking motion are easily identified by the cloudless skied in those regions.

INSTRUCTIONS:

TEACHER STUDENTS

1. Divide the class into groups and distribute the equipment.

2. Make sure students are careful as they punch their holes. ( You may wish to do this step yourself ahead of time.)

2. Using a hammer and a large nail, carefully punch 2 holes in the lid of the small jar. These holes should be just large enough to hold the straw.

3. Observe students to make sure they cut their straws the right length.

3. Cut 2 lengths from your straw each about 2 inches long.

4. Check placement of the straws to make sure they are correct.

4. Place one piece of straw in each hold so that one extends about half an inch above the lid and the other half an inch below.

5. Help students with the food coloring (remember that it stains!) and water.

5. Put a few drops of food coloring in the small jar. Add hot water and screw on the lid.

6. Either make sure students don't overfill the large jar or be prepared to mop up spilled water.

6. Fill the large jar about 3/4 full of cold water. Make sure you've left enough room to add the small jar without making a mess.



7. Have students carefully drop the small jar into the large one. Make sure the cold water is deep enough to cover both of the straws.

7. Carefully drop the small jar into the big jar. Make sure the cold water covers the top of the higher straw.

8. As the students observe the convective process help them connect the colored water with growing cumulus clouds and the clear water with the surrounding atmosphere.

8. Where is the colored water going? Where is the clear water going? What happens to the colored water when it reaches the top?

9. Try this with the same temperature of water in both jars. With the cold water in the little jar.

CONCEPT OF ACTIVITY #8: Warm air rises above cold air by convection.

SKILLS LEARNED: making observations, making comparisons, communicating findings, making inferences, controlling variables, drawing conclusions, forming generalizations.


ACTIVITY #6: Tilt and the Seasons


MATERIALS NEEDED: glove, drafting tape, bright lamp ( no shade or cover)

DESCRIPTION: Students will explore how the changing lengths of days create our seasons.

BACKGROUND INFORMATION FOR THE TEACHER: The angle at which the Sun's rays fall on the Earth's surface changes during the year and causes the seasons. The reason is that the Earth's equator is inclined at an angle of 23.5 degrees to the path of the ecliptic (the plane in which the Earth revolves around the Sun). During the northern hemisphere winter the Earth is closer to the Sun than it is in the summer. It is the direction, or slant, of the sun's rays, the distance from the sun, which determines how much heat is received. If the Earth's equator were exactly lined up on the ecliptic and the Earth's orbit was a circle the seasons would never change because the Sun's rays would always strike the earth's surface at the same angle throughout the year. Darkness is longer in winter and shorter in summer. The term "equinox" comes from the fact that on the first day of spring and the first day of autumn the lengths of day and night are equal. This activity will work best in a room without windows or a room where light can be blocked from entering the windows.

INSTRUCTIONS:

TEACHER STUDENTS



1. On the globe find the latitude line closest to your own latitude. Mark each longitude line with small pieces of drafting tape along your latitude. There should be 24 pieces; one for each hour of the day.

2. Arrange the classroom to make a large clear area.

2. Help your teacher arrange the classroom and sit in a large circle with your class.

3. In this area, have the students sit in a large circle with a lamp in the center.

4. Turn on the lamp and darken the room. Point out to the class the night side and the day side of the globe. Explain to them what the pieces of tape represent.

5. Assign the north wall of the classroom as the direction the north pole should always point. Holding the globe in its tilted position have students pass it around the circle.

5. Take the globe as it is handed to you. Make sure you have the north pole pointed in the proper direction.

6. Take the globe to the four directional points (north, west, south and east) of the circle.

6. If your teacher steps in front of you, count the number of pieces of tape in the "daytime" on the globe. Remember your number.

7. Why were the numbers different at different positions around the room?

8. Assign seasons to each of the four points.

9. Experiment and imagine what kind of seasons different angles of tilt would cause.

CONCEPT OF ACTIVITY #6: Students will learn that the season are caused by the Sun's rays striking the Earth at different angles due to the Earth's tilt and orbit.

SKILLS LEARNED: making observations, making comparisons, making inferences, predicting outcomes, drawing conclusions, communication, predicting outcomes, controlling variables.

TOPIC B: The Sun and Our Weather.

ACTIVITY #7: Tilt and the Seasons Revisited.




MATERIALS NEEDED: globe, flashlight, white paper, drafting tape, pencil or pen

DESCRIPTION: Students will explore how the tilt of the Earth changes the amount of Sun's energy striking a given point on the Earth's surface.

INSTRUCTIONS:

TEACHER STUDENTS

1. Cover a portion of the globe from pole to pole with white paper. Use the drafting tape to hold it in place.

2. Turn the globe so that the paper is on the upper side.

2. Hold the flashlight in a horizontal position. Keep it at this angle throughout the activity.

3. Have one student hold the flashlight while another student draws a circle around the spot of light. (The circle should be centered over the Tropic of Capricorn.)

3. Hold the flashlight so that is casts a Circle of light about 1 1/2" in diameter on the globe. Draw a line (on the paper) around the spot of light.

4. Make sure students are still holding the flashlight horizontally.

4. Lift the flashlight up so that it is now shining in the middle of the northern hemisphere. Draw a line around this spot of light too.

5. Help the students recognize that because the same amount of light energy is now spread out over a larger area, less energy is falling on a given spot.

5. Notice that this spot of light is more spread out than the first one.

6. Which one of the two spots do you think is experiencing warmer weather? Why? What season is it in the Northern Hemisphere?

7. Are there any portions of the globe that the flashlight won't illuminate?

8. Change the seasons by rotating the base of the globe.

9. Experiment to find out what would happen if the Earth's tilt were changed.

CONCEPT OF ACTIVITY #7: The angle between the sun's rays and the Earth's surface affects the amount of energy reaching the ground.

SKILLS LEARNED: Making observation, making comparisons, making measurements, communicating findings, making inferences, making decisions, controlling variables, drawing conclusions, forming generalizations.




ACTIVITY #8: Why Doesn't the Earth Heat Up Evenly? Part 1


MATERIALS NEEDED: 4 identical jars, white paper, black paper, tape, unshaded lamp or sunlight, 4 thermometers, water, worksheet #2

DESCRIPTION: Students will observe the effects of albedo on an object's temperature.

BACKGROUND INFORMATION FOR THE TEACHER: The amount of energy absorbed by the earth's surface and that surface's temperature are both dependent upon the substance it's made of and its properties.

The albedo of a surface is a measure of the percentage of radiation striking the surface that is reflected back into space. The lighter the color of the surface, the more light is being reflected, and the higher the albedo number. Objects with low albedo soak up energy faster and generally heat up faster than objects with high albedos. This is why snow cover keeps a region colder that it otherwise would be. It's also why the air above asphalt parking lots is warmer than the air above concrete ones under the same conditions.

The albedos of some common surfaces are:

forest 3-19

dirt 5-20

water 10

grass 10-30

sand 15-45

thin clouds 30-50

thick clouds 60-90

snow 75-95

INSTRUCTIONS:

TEACHER STUDENTS

1. hand out jars, paper, and tape. Have students cover tow jars with white paper and two jars with black.

1. Cover the sides of two of your jars with white paper and two with black.


http://www.caps.ou.edu/CAPS/lesson_plans/worksheet_2.1.html


2. Make sure the students only put water in one black jar and one white one.

2. Fill one black jar and one white one with water. Leave the other two empty.

3. Put a thermometer in each jar. After the thermometers have had a chance to register, record the temperatures.

4. Direct students to the appropriate light source.

4. Place the jars in direct sunlight or directly under a hot lamp. Cover the tops with the same kind of paper as the sides.

5. After five minutes check the temperatures in all four jars. Record your measurements. Be sure to replace the tops each time you check the thermometers.

6. Continue checking the temperatures at five minute intervals for a total of about thirty minutes.

7. Remove the paper and thermometers from your jars and pour out the water.

8. If you are doing this activity outside and it is very cold, you will probably see the temperature drop instead or rise. The black jars should still end warmer than the white ones still showing that the black paper is absorbing more heat than the white paper.

8. Compare the temperatures for the two jars without water. Which one heated up faster? Why?

9. Compare the temperatures for the two jars with water. Are the results consistent with those for the other two jars?

CONCEPT OF THE ACTIVITY: Surface heating is partially dependent on albedo.

SKILLS LEARNED: Making observations, classifying objects, making comparisons, making measurements, recording data, organizing data, making interpretations of data, communicating findings, using numbers, controlling variables, drawing conclusions, forming generalization.

Use Worksheet #2


ACTIVITY #9: Why doesn't the earth heat up evenly? Part 2





MATERIALS NEEDED PER GROUP: data collected in Activity B-8, 2 jars, black paper, tape, water, 2 thermometers and worksheet #2

DESCRIPTION: Students will observe the effects of specific heat on an object's temperature.

BACKGROUND INFORMATION FOR THE TEACHER: Specific heat is the amount of heat (measured in calories) needed to raise the temperature of one gram of a substance one degree Celsius (cal/gC). Substances with a large specific heat, such as water, will not heat up or cool down as quickly as substances with low specific heat, such as air.

Here are specific heats of some common substances:

water 1.00 cal/gC

mud 0.60

dry air 0.24

sand 0.19

INSTRUCTIONS:

.

TEACHER STUDENTS

1. If you have your data from Activity #B-8 skip to step #9

2. Hand out jars, paper, and tape. Have students cover both jars with black paper.

2. Cover the sides of both jars with black paper.

3. Make sure the students only put water in one jar.

3. Fill one jar with water, leave the other one empty.

4. Put a thermometer in each jar. After the thermometers have a chance to register, record the temperatures.

5. Direct students to the appropriate light source

5. Place the jars in direct sunlight or directly under a hot lamp. Cover the tops with more black paper.

6. After five minutes, check the temperatures in both jars. Record your measurements. Be sure to replace the tops each time you check the thermometers.

7. Continue checking the temperatures at five minute intervals for a total of about thirty minutes.




8. Remove the paper and thermometers from your jars and pour out the water.

9. If this was done outside on a very cold day the temperatures in the jars may have fallen instead of risen. This cold give results that make it difficult for the students to see the effects of specific heat. If this is the case, do the experiment over again in a warmer environment. Take this opportunity to discuss with the class the importance of establish the proper conditions for performing experiments.

9. Compare the temperatures for the two black jars. Which one heated up faster? Why?

10. If you also did this with white jars, which one of them heated up faster? Why? Is this consistent with what happened in the black jars?

CONCEPT OF THE ACTIVITY: Surface heating is partially dependent on specific heat.

SKILLS LEARNED: Making observations, classifying objects, making comparisons, making measurements, recording data, organizing data, making interpretations of data, communicating findings, using numbers, controlling variables, drawing conclusions, forming generalizations.


I02lams3

Heat and Temperature: A Grade 7 Science Unit

Labs or Activities

Investigating Radiant Heat Energy

Purpose: The purpose of this activity is to investigate one of the properties of radiant heat energy.

Materials: can painted white, can painted black, graduated cylinder, water, two thermometers, incandescent light (200W lamp or floodlight), measuring tape or ruler, stopwatch

Procedure: 1. Use the graduated cylinder to measure an equal amount of water into both containers so that they are about half full.

2. Measure the temperature of the water in each container and record these temperatures as the temperatures at time zero minutes in the table below.

3. Set the light so that it is the same distance from each container. Turn the lamp on and start the timer. After one minute, measure and record the temperature in each container. Continue to measure and record the temperature of each container every minute for ten minutes.

4. Construct a graph of time vs. temperature for your investigation. Plot the data from each container on the same graph using a different colour for each container.

Observations:

Temperature of Water in Black and White Cans

Time (Minutes) Temperature of White Can ( C) Temperature of Black Can ( C)

0

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

Questions and Extensions: Answer the following questions.

1. Which container showed the greater increase in temperature? 2. Which container absorbed more energy and how do you know this? 3. What was the source of heat in this experiment?

http://educ.queensu.ca/~science/main/concept/is/i02/I02lams3.html (1 de 2) [27/02/2005 22:04:15]

I02lams3

4. What were the controlled factors in this experiment? Why was it important to keep these factors the same for both containers? 5. If your were going to use radiant energy from he Sun to heat your home, what colours would be best to use? Explain your answer. 6. If the containers used in this experiment were filled with hot water, which one do you think would cool off more slowly? Explain your answer. Describe an experiment that you could do to test your hypothesis.

** adapted from an activity found in Heat and Temperature. International Thomson Publishing, 1997**

http://educ.queensu.ca/~science/main/concept/is/i02/I02lams3.html (2 de 2) [27/02/2005 22:04:15]

Educación: Experimento de Herschel en la banda infrarroja








Calor y Temperatura






Para Niños

Páginas en Inglés

Experimento de Herschel en la banda infrarroja

OBJETIVO: Repetir el experimento de 1800, mediante el cual el famoso astrónomo Sir William Herschel descubrió una forma de radiación distinta de la luz visible.

ANTECEDENTES: Herschel descubrió la existencia de la luz infrarroja haciendo pasar luz solar a través de un prisma de vidrio, en un experimento similar al que describimos aquí. La luz solar, al pasar a través del prisma, es dispersada en un arco iris de colores denominado espectro. El espectro contiene todos los colores visibles que componen la luz del sol. Herschel estaba interesado en medir la cantidad de calor en cada uno de los colores y para ello utilizó termómetros con bulbos ennegrecidos para medir sus distintas temperaturas. Herschel notó que la temperatura aumentaba al pasar de la parte azul a la parte roja del espectro visible. Colocó entonces un termómetro un poco más allá de la parte roja del espectro, en una región donde no había luz visible, y descubrió que la temperatura era todavía más alta. Herschel concluyó que existía otro tipo de luz más allá del rojo, que no podemos ver. Este tipo de luz luego se llamó infrarrojo. El prefijo infra proviene de la palabra latina que significa abajo. Aunque el procedimiento que describiremos es un poco diferente al experimento original de Herschel, los resultados obtenidos son similares.

MATERIALES: Un prisma de vidrio (los prismas de plástico no dan buen resultado con este experimento), tres termómetros de alcohol, pintura negra o un rotulador o marcador permanente de tinta negra, tijeras, un soporte para el prisma, una caja de cartón y una hoja blanca.

PREPARACIÓN: Para realizar el experimento eficazmente, es necesario ennegrecer los bulbos de los termómetros . Una forma de hacerlo es pintarlos con la pintura negra, cubriéndolos con una cantidad casi igual de pintura. También es posible ennegrecer los bulbos usando el rotulador permanente de tinta negra. (Nota: los bulbos pintados producen mejores resultados.) Los bulbos de los termómetros se ennegrecen para que absorban mejor el calor. Después de que la pintura o la tinta se hayan secado totalmente, coloque los termómetros juntos de tal forma que las escalas de temperatura queden alineadas como se muestra en la Figura 1.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/herschel/experiment.shtml (1 de 4) [27/02/2005 22:04:44]
















Figura 1

PROCEDIMIENTO: El experimento se debe conducir al aire libre, en un día soleado. Las condiciones de nubosidad variable, tales como la presencia de cúmulos dispersos o neblina pesada, reducen el efecto. La disposición del experimento se muestra en la Figura 1. Se comienza colocando la hoja blanca, en forma plana, en el fondo de la caja de cartón. En el siguiente paso, el prisma se coloca cuidadosamente en el borde superior de la caja, de modo que quede del lado del sol.

Si no se dispone de un soporte para prisma (puede adquirirse en tiendas de artículos científicos), la manera más fácil de montarlo es cortar parte del borde superior de la caja. La muesca del recorte debe sostener el prisma de forma ajustada y permitir su rotación sobre su eje longitudinal (tal como se muestra en la Figura 2). Es decir que los cortes verticales laterales se deben realizar a una distancia ligeramente menor que la longitud del prisma, en tanto que el corte inferior debe ser un poco más profundo que el ancho del prisma. Luego, el prisma se coloca dentro del recorte y se hace girar hasta que aparezca un espectro lo más amplio posible en la zona de sombra, sobre la hoja blanca situada en el fondo de la caja. (Para ver imágenes que ilustran el experimento, haga clic aquí.)

Para obtener una amplia gama de colores, posiblemente sea necesario levantar ligeramente el extremo de la caja del lado del sol. Después de asegurar el prisma en posición, coloque los termómetros a la sombra y registre la temperatura ambiente. Coloque ahora los termómetros en la luz del espectro, de manera que cada bulbo esté en uno de los colores: uno en la región azul, otro en la región amarilla, y el tercero un poco más allá de la región roja visible (vea la Figura 3).



Figura 3

Las temperaturas demoran unos cinco minutos en alcanzar sus valores finales. Registre las temperaturas en cada una de las tres regiones del espectro: azul, amarillo y un poco más allá del rojo. Mientras lee las temperaturas, no retire los termómetros del espectro y no bloquee su luz.

DATOS Y OBSERVACIONES:

Termómetro No. 1

Termómetro No. 2

Termómetro No. 3

Temperatura a la sombra

Temperatura en el espectro

Termómetro No. 1 (azul)

Termómetro No. 2 (amarillo)

Termómetro No. 3 (más allá del rojo)

Después de 1 minuto

Después de 2 minutos






Nota: Según la posición del prisma con respecto al sol, los colores del espectro pueden aparecer en orden inverso al que se muestra en las figuras.

PREGUNTAS: ¿Qué nota en las lecturas de temperaturas? ¿Se aprecia alguna tendencia? ¿Dónde ocurre la temperatura más alta? ¿Qué cree que existe más allá del borde rojo del espectro? Discuta cualquier otra observación o problema.

OBSERVACIONES PARA EL PROFESOR: Pida a los estudiantes que contesten las preguntas anteriores. Las temperaturas de los colores deben aumentar al avanzar del azul a la parte roja del espectro. La temperatura más alta debe ser la del termómetro ubicado más allá de la sección roja del espectro visible. Ésta es la región infrarroja del espectro. El experimento de Herschel fue importante, no sólo porque condujo al descubrimiento de la luz infrarroja, sino también porque fue la primera vez que se demostró que existen formas de luz que no podemos apreciar con los ojos. Ahora sabemos que hay muchos otros tipos de radiación electromagnética ("luz") que el ojo humano no puede ver (tales como los rayos X, los rayos ultravioletas y las ondas de radio). Quizás desee pedir a los estudiantes que midan las temperaturas en otras áreas del espectro, tales como la zona ubicada un poco más allá del azul visible. También puede realizar el experimento a distintas horas del día; las diferencias entre las temperaturas de los colores pueden cambiar, pero las comparaciones relativas seguirán siendo válidas.

Si desea más información sobre el experimento de Herschel en la banda infrarroja, haga clic aquí.

Si desea más información sobre la astronomía infrarroja, visite:http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/ [página en Inglés]

[página para imprimir]




http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/herschel/experiment_printerfriendly.html

Educación: Sir Frederick William Herschel (1738-1822)








Calor y Temperatura






Para Niños

Páginas en Inglés

Sir Frederick William Herschel

Sir Frederick William Herschel (1738-1822) nació en Hannover, Alemania, y fue conocido como músico y como astrónomo. En 1757 emigró a Inglaterra, donde junto con su hermana Caroline, construyó telescopios para examinar el cielo nocturno. Su trabajo resultó en la publicación de varios catálogos de estrellas dobles y

nebulosas. Herschel es quizás más conocido por su descubrimiento del planeta Urano en 1781, el primer planeta nuevo descubierto desde la antigüedad.

En el año 1800, Herschel hizo otro descubrimiento muy importante. Estaba interesado en aprender cuánto calor pasaba través de los filtros coloreados con los que observaba el sol, ya que había notado que la cantidad de calor que transmitían dependía del color. Herschel pensó que los colores en sí podrían filtrar distintas cantidades de calor, por lo que diseñó un experimento muy original para comprobar su hipótesis.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/herschel/herschel_bio.shtml (1 de 3) [27/02/2005 22:04:54]
















Herschel hizo pasar luz solar a través de un prisma de cristal para generar un espectro: el arco iris, el cual se forma cuando la luz se divide en los colores que la componen. Luego midió la temperatura de cada color. Para ello Herschel utilizó tres termómetros con bulbos ennegrecidos para absorber mejor el calor. Colocó un bulbo en cada color, mientras que otros dos fueron colocados fuera del espectro, como muestras de control. Al medir las temperaturas de la luz violeta, azul, verde, amarilla, naranja y roja, notó que cada color tenía una temperatura mayor que los termómetros de control, y que la temperatura de los colores del espectro aumentaba al ir del violeta al rojo. Después de realizar ese experimento, Herschel decidió medir la temperatura en una zona ubicada un poco más allá de la luz roja del espectro, al parecer desprovista de luz. Para su sorpresa, descubrió que esta región tenía la temperatura más alta de todas.

Herschel hizo otros experimentos con lo que llamó “rayos caloríficos”, que existían más allá de la región roja del espectro. Encontró que eran reflejados, refractados, absorbidos y transmitidos igual que la luz visible. Sir William había descubierto una forma de luz —o radiación— ubicada más allá de la luz roja. Estos “rayos caloríficos” fueron posteriormente denominados rayos infrarrojos o radiación infrarroja (el prefijo infra significa debajo). El experimento de Herschel es importante no sólo porque condujo al descubrimiento de los rayos infrarrojos, sino también porque fue la primera vez que se demostró que había formas de luz imposibles de percibir con nuestros propios ojos. El prisma y el espejo originales de Herschel se exhiben en el Museo Nacional de Ciencias e Industrias de Londres, Inglaterra.

Hoy en día, la tecnología infrarroja tiene muchas aplicaciones interesantes y útiles. En el campo de la astronomía infrarroja se están realizando nuevos y fascinantes descubrimientos sobre el universo. En medicina, la radiación infrarroja es una herramienta de diagnóstico muy útil. Las cámaras fotográficas infrarrojas son utilizadas en actividades policiales y de seguridad, así como en aplicaciones militares y de lucha contra incendios. Las imágenes infrarrojas se emplean para detectar pérdidas de calor en edificios y probar sistemas



electrónicos. Los satélites infrarrojos monitorean el clima terrestre, estudian modelos de vegetación, llevan a cabo en estudios geológicos y miden las temperaturas oceánicas.

Si le interesa repetir el experimento de Herschel, consulte Experimento de Herschel en la banda infrarroja.

El año 2000 marca el segundo centenario del descubrimiento de los rayos infrarrojos por Sir William Herschel.











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Experimento de Herschel en la banda infrarroja

En el año 1800, Sir William Herschel descubrió la existencia de los rayos infrarrojos realizando un experimento muy similar al que mostramos aquí. Herschel hizo pasar luz solar a través de un prisma, lo que produjo la división del haz de luz incidente en un arco iris, que científicamente se denomina espectro. El espectro contiene todos los colores que componen la luz del sol. Herschel estaba interesado en medir la cantidad de calor asociada con cada banda de color. Para ello, utilizó termómetros con bulbos ennegrecidos y midió la temperatura de los diversos colores del espectro. Herschel notó que la temperatura aumentaba a medida que pasaba de los componentes azules del espectro a los componentes rojos. Luego colocó un termómetro un poco más allá de la parte roja del espectro, en una región donde no había luz visible, y descubrió que la temperatura era aún más alta. Herschel razonó que por debajo de la longitud de onda del rojo existía otro tipo de luz que no podía ver y la denominó luz infrarroja.

Es muy fácil repetir este experimento. Todo lo que se necesita es un prisma equilátero de cristal, tres termómetros de alcohol, cinta adhesiva, una hoja de papel blanco, y una ventana o una caja de cartón que enfrenten al sol. El costo del prisma que nosotros utilizamos es de unos US$ 7,50 y el de los termómetros, US$ 0,75 cada uno. Para realizar el experimento es necesario ennegrecer los bulbos de los termómetros. Para ello, se cubren los termómetros con cinta adhesiva y después se pintan los bulbos con pintura sin brillo de color negro (esto permite que absorban mejor el calor).

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/herschel/backyard.shtml (1 de 6) [27/02/2005 22:05:21]
















En la imagen anterior se puede ver cómo realizar este experimento al aire libre. Se pone la hoja de papel blanco en el fondo de la caja de cartón y se coloca el prisma en uno de los bordes. El prisma se hace girar hasta obtener una amplia gama de colores en el papel del fondo de la caja y se fija en esa posición mediante la cinta. En nuestro caso, para obtener un buen espectro, tuvimos que levantar el extremo de la caja donde se encontraba el prisma y sostenerlo allí mediante una piedra.

Primero, se toma la temperatura de los termómetros lejos del



espectro, en el área de la caja donde hay sombra. La imagen anterior muestra la temperatura antes de colocar los termómetros en el espectro. Los tres marcan 24 °C, que es la temperatura ambiente al aire libre y a la sombra.

Luego, los termómetros se colocan en el espectro: el bulbo de la izquierda; en la parte azul; el bulbo central, en la parte amarilla; y el bulbo de la derecha, un poco más allá de la parte roja del espectro, en la región donde no hay luz visible.



La imagen anterior muestra las lecturas de temperatura después de un minuto, aproximadamente. (Para que las temperaturas alcancen su valor final, se requieren varios minutos.) En menos de un minuto ya se puede apreciar una diferencia de temperaturas. El termómetro en la zona azul del espectro muestra la lectura más baja, apenas más alta que la temperatura ambiente. La zona amarilla del espectro muestra una temperatura mucho más alta que la del azul. El termómetro de la derecha, que está en la región de sombra apenas más allá del rojo, muestra la temperatura más alta de todas. (Cuando se tomó esta imagen, el sol se había desplazado levemente y el bulbo de la derecha aparece ligeramente iluminado por el espectro rojo.)



Las diferencias entre las tres lecturas de temperatura continúan aumentando hasta que se alcanzan las temperaturas finales (mostradas arriba). Se puede ver ahora que el área oscura muestra una temperatura mucho más alta que las áreas que se encuentran en las regiones iluminadas.

Las lecturas finales



son: azul: 27 °C amarillo: 28 °C infrarrojo: 30 °C

Notas:

1. Las diferencias entre las temperaturas registradas en los diferentes colores del espectro varían con el ancho del espectro —el cual depende de la hora del día— y de la distancia al prisma —que es proporcional a la altura de la caja. De cualquier manera, la temperatura tiende a aumentar desde el azul hacia el infrarrojo.

2. Todas las longitudes de onda por debajo de la luz infrarroja se comprimen en una región pequeña, un poco más allá del rojo (vea Conciliación del experimento de Herschel) [página en Inglés]. Para la altura de las cajas de cartón comunes (30 cm), no se observan longitudes de onda solares más allá de unos 4 mm del extremo del rojo, de modo que el termómetro “infrarrojo” se debe colocar junto al borde del espectro observado.

3. Si fuera posible colocar el prisma a mayor distancia del fondo de la caja, el espectro proyectado se alargaría y habría más espacio para explorar la banda infrarroja. Sin embargo, la diferencia en las lecturas del termómetro sería más pequeña, ya que interceptarían menos energía.

El experimento de Herschel fue importante, no sólo porque condujo al descubrimiento de la luz infrarroja, sino también porque fue la primera vez que alguien demostró que existía luz que no es posible ver con los ojos. Sabemos ahora que hay muchos tipos de luz y que los colores visibles son solamente una parte muy pequeña de la gama completa que denominamos espectro electromagnético.



http://sd.znet.com/~schester/calculations/herschel/index.html

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Educación: El Experimento Ultravioleta de Ritter








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Ritter Descubre la

Luz Ultravioleta

El Experimento Ultravioleta

de Ritter

Un Ejemplo del

Experimento Ultravioleta

de Ritter

Estándares Nacionales

del Experimento Ultravioleta de Ritter:

Para los Grados de Kinder a

Cuarto Año

Para los Grados de Quinto a

Octavo Año

Para los Grados de Noveno a

Duodécimo Año

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ritter/ritter_5-8.html




Educación: El Experimento Ultravioleta de Ritter


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Ritter Descubre la Luz Ultravioleta


Johann Wilhelm Ritter nació en 1776 en Samitz, Silesia, la cual es ahora parte de Polonia. Ritter trabajó como farmacista de 1791 a 1795 y posteriormente estudió Ciencia y Medicina en la Universidad de Jena, lugar en el que realizó numerosos experimentos.

Johann Ritter es mejor conocido por su descubrimiento de la luz ultravioleta en 1801.Un a&ntile;o antes, en 1800, William Herschel descubrió la luz infrarroja. Esta fue la primera vez que una forma de luz más allá de la luz visible había sido detectada. Después de escuchar acerca del descubrimiento de Herschel sobre una forma de luz invisible más allá de la porción roja del espectro, Ritter decidió conducir experimentos para determinar si luz invisible existía más allá del final del color violeta del espectro también.

En 1801, él estaba experimentando con cloruro de plata, un químico que adquiere un color negro cuando es expuesto a la luz solar. El había escuchado que la exposición a la luz azul causaba una reacción mayor en el cloruro de plata que su exposición a la luz roja. Ritter decidió medir la velocidad a la cual el cloruro de plata reaccionaba cuando se exponía a luz de diferentes colores. Para lograr esto, dirigió luz solar a través de un prisma de vidrio para crear un espectro. Posteriormente, colocó cloruro de plata en cada color del espectro. Ritter notó que el cloruro de plata mostró poco cambio en la parte roja del espectro, mientras que se oscurecía cada vez más hacia la parte violeta del espectro. Esto probó que la exposición a la luz azul sí causaba que el cloruro de plata ennegreciera mucho más eficientemente que con la exposición a la luz roja.

Johann Ritter posteriormente decidió colocar el cloruro de plata en el área localizada más allá de la parte violeta del espectro, en una región donde la luz solar no era visible. Para su asombro, vió que el cloruro de plata exhibía una intensa reacción más allá de la parte violeta del espectro, donde ninguna luz podría ser vista. Esto demostró por primera vez que una forma de luz invisible existía más allá del término violeta del espectro. Este nuevo tipo de luz, la cual Ritter llamó Rayos Químicos, comenzó a ser conocida como luz ultravioleta o radiación ultravioleta (la palabra ÒultraÓ significa más allá). El experimento de Ritter, más el descubrimiento de Herschel, probaron que formas invisibles de luz existían más allá de ambos términos del espectro visible.

Después de su descubrimiento de la luz ultravioleta, Ritter continuó haciendo investigación y

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llegó a estar cada vez más interesado en experimentos eléctricos. El había descubierto el proceso de electro-plateado anteriormente en 1800. En 1802, inventó la pila o batería de celda seca y más tarde desarrolló una batería electrolítica de almacenamiento en 1803. En 1804 empezó a trabajar en la Academia de Ciencia en Bavaria, Munich, donde permaneció hasta su muerte en 1810 a la edad de 33 a&ntile;os.

En la actualidad, la luz ultravioleta es usada en distintas formas. En Medicina, es usada para matar bacteria y virus en el proceso de esterilización de equipo. Es usada también para desinfectar productos y recipientes. En Ciencia, la luz ultravioleta es usada para estudiar los átomos, y aprender sobre los objetos más calientes en el espacio. Varios animales, incluyendo los pájaros, las mariposas y otros insectos, son capaces de ver la luz ultravioleta.

El Menú Principal del Experimento de Ritter Educación

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El Experimento Ultravioleta de Ritter


PROPOSITO/OBJETIVO: Realizar una versión del experimento de 1801, en el cual la luz ultravioleta fue descubierta por vez primera por Johann Wilhelm Ritter.

ANTECEDENTES: Después de aprender acerca del descubrimiento de la luz infrarroja por William Herschel la cual él detectó más allá de la porción roja visible del espectro en 1800, Johann Ritter empezó a conducir experimentos para ver si él podía detectar luz invisible más allá de la porción violeta del espectro. En 1801, estaba experimentando con cloruro de plata, el cual se convertía en color negro cuando era expuesto a la luz. El había escuchado que la luz azul causaba una reacción mayor en el cloruro de plata que la luz roja. Ritter decidió medir la velocidad a la cual el cloruro de plata reaccionaba a los diferentes colores de la luz. Dirigió la luz solar a través de un prisma de vidrio para crear un espectro (el arco iris creado cuando la luz es dividida en sus colores). Posteriormente, colocó el cloruro de plata en cada color del espectro y encontró que mostraba poco cambio en la parte roja del espectro, pero más oscura en la parte violeta al final del espectro. Johann Ritter decidió colocar el cloruro de plata en el área exactamente más allá del término violeta del espectro, en una región donde la luz solar no era visible. Para su asombro, esta región mostró la reacción más intensa de todas. Esto demostró por vez primera que una forma invisible de luz existía más allá del término color violeta del espectro visible. Este nuevo tipo de luz, la cual Ritter llamó Rayos Químicos, empezó a ser conocida como luz ultravioleta o radiación ultravioleta (la palabra ñultraî significa más allá). A pesar de que el procedimiento para esta actividad es ligeramente diferente al experimento original de Ritter, usted podrá obtener resultados similares.

MATERIALES: Un prisma de vidrio, papel heliográfico, amoníaco de uso doméstico, agua tibia, una cacerola cuadrada pequeña y poco profunda, una pieza de cartón ligeramente más larga que la cacerola, agua, un marcador negro delgado, una plataforma o base para el prisma o una caja de cartón (puede servir una caja de papel para fotocopias), tijeras, una regla, una hoja de papel blanco y cinta adhesiva. NOTA:EL PAPEL HELIOGRAFICO ES EXTREMADAMENTE SENSIBLE A LA LUZ-MANTENGALO EN UN AREA OSCURA HASTA QUE SE NECESITE PARA SER COLOCADO EN EL ESPECTRO PRODUCIDO POR EL PRISMA EN EL EXPERIMENTO.

NOTA: Este experimento usa amoníaco para revelar el papel heliográfico. Esta sustancia deberá ser manejada solamente por un adulto. Para reducir los vapores del amoníaco e incrementar la seguridad, realizamos una prueba para detectar la cantidad a la que el amoníaco pudiera ser diluído y aún efectivo para revelar el papel heliográfico en un tiempo razonablemente corto. Presione aquí para ver los detalles de esta prueba. Nuestros resultados demostraron que una mezcla de 90% de agua muy tibia y 10% de amoníaco

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trabaja muy bien para el papel heliográfico expuesto a sus vapores por 90 segundos.

Para mejores resultados, lea las secciones de PREPARACION y PROCEDIMIENTO cuidadosamente antes de realizar este experimento. Los profesores deberían realizar este experimento antes que sus estudiantes lo lleven a cabo.

PREPARACION: Este experimento deberá ser conducido al aire libre en un día soleado. Condiciones de nublado variable, tales como la presencia de conjuntos de cúmulos, la presencia de neblina, polvo o vapor concentrados en la atmósfera, disminuirán la precisión en sus resultados. Sitúese en una parte con iluminación muy ténue, y corte una pieza de papel heliográfico, la cual sea ligeramente más larga que la cacerola pequeña y poco profunda, y por lo menos 4 x 4 pulgadas ( o 10 x 10 cm) de área. Mantenga la pieza del papel heliográfico protegida de la luz hasta que sea necesario. Si usted no tiene una plataforma o base para el prisma (disponible en las tiendas de artículos científicos), la forma más fácil de montar el prisma es cortar una área del borde superior de la caja de cartón. La cortadura deberá ser capaz de sostener el prisma firmemente, permitiendo su rotación alrededor del eje largo del prisma (como muestra abajo la Figura 2).Esto es, los cortes verticales "de lado" deberán estar espaciados ligeramente más cerca que la longitud del prisma, y el corte del "fondo" deberá estar localizado ligeramente más profundo que la anchura del prisma. A continuación, corte una pieza de cartón la cual sea ligeramente más larga que su pieza de papel heliográfico.

Figura 1

PROCEDIMIENTO: El arreglo del experimento está representado en la figura 1. Comience colocando plana la hoja blanca de papel en el fondo de la caja de cartón. Esto le ayudará a ver los colores del espectro más claramente. El siguiente paso requiere que usted coloque cuidadosamente el prisma de vidrio cerca del borde superior (de cara al Sol) de la caja. Si usted no tiene una base para el prisma, deslice el prisma metiéndolo en la cortada de la caja, y gire el prisma hasta que aparezca el espectro más ancho posible en una porción



sombreada del papel blanco en el fondo de la caja. (Para ver las imágenes demostrando el farreglo del experimento, oprima aquí.) El lado "de cara al Sol" de la caja tiene que ser elevado, o inclinado hacia arriba para producir un espectro suficientemente ancho.

Figura 2

Sin exponer el papel heliográfico a la luz solar directa, rápidamente colóquelo en el fondo de la caja, donde el espectro es visible, con el lado coloreado del papel heliográfico de cara hacia arriba (expuesto a los colores del espectro). Asegúrese de tener una sección larga de papel heliográfico en el área más allá del término azul-violeta del espectro. Pegue el papel en las esquinas para mantenerlo inmovible (esto es más fácil si la cinta adhesiva está ya colocada en el papel heliográfico antes de colocarlo en el espectro). Inmediatamente después, siendo muy cuidadoso de no mover la caja o el papel

heliográfico, use un marcador delgado para delinear sobre éste la traza alrededor de la parte visible del espectro creado por el prisma. Marque el término del color violeta del espectro con una "V". Deje el papel en la caja, expuesta al espectro, aproximadamente 30 segundos. Entonces, cuidadosamente, saque el papel y trate de no exponerlo a la luz solar durante el proceso.

Traiga la pieza de papel heliográfico a un área bien ventilada. Vierta una mezcla de 90% de agua muy tibia y 10% de amoníaco de uso doméstico en la cacerola hasta una profundidad de 1 centímetro. NOTA: La mezcla y vaciado del amoníaco deberá ser realizada por un profesor, padre de familia o un adulto. Coloque el papel heliográfico a través de la parte superior de la cacerola con el lado coloreado del papel hacia ésta, y cubra entonces el papel y la cacerola completa con la pieza de cartón. No deje que la mezcla del amoníaco haga contacto con el papel heliográfico. El cartón ayudará a contener los gases del amoníaco y reducirá el tiempo de revelado. Mantenga el papel en posición sobre la cacerola aproximadamente 90 segundos.

Una vez que el papel heliográfico sea revelado, retírese a un área lejana del amoníaco para estudiar sus resultados. Deberá haber un rectángulo blanco (o descolorado) alrededor del área donde el papel heliográfico fue expuesto al espectro solar. El área blanca deberá estar rodeada por una región mucho más oscura. Usted deberá notar que el área que fue expuesta al término rojo del espectro no está tan descolorada como el área expuesta a la región violeta. Más importante aún, deberá notar que el área descolorada del papel heliográfico se extiende más allá de la línea marcando el término violeta del espectro. Esta es la región que fue expuesta a la luz invisible ultravioleta.

Usando una regla, mida la anchura marcada del espectro visible. Posteriormente mida qué tan lejos la región descolorada del papel heliográfico se extiende más allá de la línea marcada en el término violeta del espectro. Añada estos dos números para calcular el total de la anchura de la región expuesta. Compare sus resultados a aquéllos obtenidos por sus



compañeros y calcule los valores promedio de la clase.

TABLA DE DATOS/OBSERVACIONES:

Anchura del Espectro VisibleAnchura de la Región Ultravioleta

Anchura Total

TABLA DE CALCULOS:

Calcule el promedio de las anchuras medidas por la clase.

Suma de las Anchuras (Asum)

Número Total de Observaciones (N)

Promedio de la Clase (Asum) / N

Anchura del Espectro Visible

Anchura de la Región Ultravioleta

Anchura Total

Calcule el porcentaje de la región clareada en el papel heliográfico que fue expuesto a la luz visible y a la luz ultravioleta.

TABLA DE PORCENTAJES:

Porcentaje de Región Expuesta a la Luz Visible: (Anchura del Espectro Visible / Anchura Total) x 100

Porcentaje de Región Expuesta a la Luz Ultravioleta: (Anchura de la Región Ultravioleta / Anchura Total) x 100

PREGUNTAS: ¿Qué le sucedió al papel heliográfico después de que éste fue revelado? Describa qué sucedió al área que fue expuesta a la parte visible del espectro. Describa qué le sucedió al papel heliográfico en la región más allá de la parte violeta del espectro donde ninguna luz puede ser vista. ¿Qué piensa usted que exista más allá de la parte azul del espectro? ¿Piensa que esto prueba la existencia de una forma invisible de luz? ¿Por qué o por qué no? Discuta cualquier otra observación o problema.

Para nueva información sobre el experimento de Ritter vea: El Menú Principal del


Un Ejemplo del Experimento Ultravioleta de Ritter

Un Ejemplo del Experimento

Ultravioleta de Ritter

Después de escuchar acerca del descubrimiento de la luz infrarroja en 1800 por William Herschel, Johann Ritter decidió ver si él podía detectar luz más allá del otro término del espectro (porción violeta). El había escuchado que la luz azul causaba una reacción mayor en el cloruro de plata que la luz roja y decidió conducir un experimento para ver si esto era realmente verdadero. Ritter dirigió la luz solar a través de un prisma de vidrio para crear un espectro y entonces colocó el cloruro de plata en cada color. Encontró que el cloruro de plata se ennegrecía cada vez más de la parte roja a la parte violeta del espectro como se había predicho. Ritter entonces decidió colocar el cloruro de plata en el área más allá del término violeta del espectro, en una región donde ninguna luz era visible, y se asombró de ver una reacción incluso más intensa justamente ahí. Este experimento demostró por vez primera que una forma invisible de luz existía más allá de la porción final violeta del espectro visible. Esto es ahora conocido como la parte ultravioleta del espectro electromagnético.

Para nuestra versión del experimento de Ritter, usaremos papel heliográfico revelado con amoníaco de uso doméstico en lugar de cloruro de plata. NOTA: Usted puede también usar amoníaco muy diluído de uso doméstico para lograr el mismo resultado. Oprima aquí para aprender cómo. El experimento es básicamente el mismo y claramente demostrará la existencia de la luz ultravioleta.

Este es un experimento muy fácil, rápido, y de bajo costo a realizar. Todo lo que usted necesitará es un prisma de vidrio equilátero, papel heliográfico (el cual lo tienen muchas escuelas o lo puede usted obtener en las tiendas de fotocopias por un valor de 25 a 50 centavos la hoja), amoníaco de uso doméstico (aproximadamente 75 centavos por un litro), una cacerola cuadrada, pequeña y poco profunda, un marcador delgado negro, una caja de cartón (una caja de cartón de fotocopias funciona bien), tijeras, y una hoja de papel blanca.

Usted deberá realizar el experimento al aire libre en un día claro y soleado. Primeramente prepare sus materiales. En un área de iluminación muy ténue, corte una pieza de papel heliográfico de 4 x 4 pulgadas (12 x 12 cm). Mantenga la pieza de papel heliográfico protegida de la luz solar hasta que sea necesario. Si no tiene una base o plataforma para el prisma (disponible en las tiendas de artículos de ciencia), la forma más fácil de montar el prisma es cortar un área del borde superior de la caja de cartón. La cortadura deberá sostener firmemente el prisma, mientras también permita su rotación alrededor de su eje más largo. Esto es, los cortes verticales "a los lados" deberán estar espaciados ligeramente más cerca que la longitud del prisma, y el corte del " fondo" deberá estar localizado ligeramente más profundo que la anchura del prisma.

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En la imagen de arriba, usted puede ver cómo arreglar este experimento para su realización al aire libre. Colocamos una pieza blanca de papel en el fondo de una caja de cartón para fotocopias. Esto le permite a usted observar los colores del espectro más claramente. Posteriormente, colocamos el prisma en la cortadura de la caja y giramos el prisma hasta que una buena anchura del espectro apareció en el papel blanco en el fondo de la caja. Para lograr un buen espectro, tuvimos que inclinar la caja hacia arriba colocando una piedra plana debajo de ella. Algunas veces usted necesitará levantar e inclinar la caja para lograr un buen espectro. El necesitar hacer esto último, depende del tiempo del día y de la posición del Sol en el cielo.

Sin exponer el papel heliográfico directamente a la luz solar, rápidamente colóquelo en los colores del espectro, con el lado coloreado de papel heliográfico cara arriba (expuesto a los colores espectrales como se muestra arriba). Nuestro papel heliográfico era de color amarillo



claro del lado a ser expuesto.

Inmediatamente después, y siendo muy cuidadoso de no mover la caja o el papel, use un marcador delgado para dibujar una línea sobre el papel heliográfico alrededor de la parte visible del espectro creado por el espectro. Marque el final del color violeta del espectro con una "V" como se demuestra arriba.

Deje el papel en la caja, expuesto al espectro, alrededor de 30 segundos. Usted probablemente ya vea el color del papel aclarándose en la región más allá de la parte final del color violeta del espectro. Entonces, cuidadosamente remueva el papel y trate de no exponerlo a la luz solar durante el proceso.



Traiga la pieza de papel heliográfico a un área bien ventilada, lejos de la luz solar, y sostenga el lado coloreado del papel cercanamente arriba de la cacerola y dando la cara hacia ésta, la cual contiene 1 cm de amoníaco de uso doméstico (como se demuestra arriba). Siendo muy cuidadoso de no inhalar los gases del amoníaco, sostenga el papel sobre la cacerola 30 segundos. Esto revelará el papel heliográfico.

Vaya a un área lejos del amoníaco y estudie sus resultados. Deberá haber un rectángulo blanco alrededor del área donde el papel heliográfico fue expuesto al espectro solar. Esta es el área que fue expuesta a alguna forma de luz. El área blanca deberá estar rodeada por una región mucho más oscura donde el papel heliográfico se oscureció durante el revelado. Usted notará que el área que fue expuesta a la porción final roja del espectro no está tan aclarada como el área expuesta a la región violeta. Más importante aún, usted notará que el área clara se extiende



mucho más allá de la parte marcada como el término violeta del espectro. Esto es muestra del efecto de los rayos ultravioletas invisibles sobre el papel heliográfico




>Estándares Nacionales para los Grados de Kinder a Cuarto Año del Experimento Ultravioleta de Ritter

Estándares Nacionales para los Grados de Kinder a

Cuarto Año del Experimento Ultravioleta de Ritter

Estándares Nacionales de Educación Científica de Kinder a Cuarto Grado.

Estándar del Contenido A: Ciencia como Indagación

Habilidades necesarias para hacer Indagación Científica 1. Plantear preguntas acerca de objetos y eventos en el ambiente2. Planear y conducir una simple investigación3. Manejar equipo sencillo y herramientas para procesar datos y extender los sentidos4. Usar la información para elaborar explicaciones razonables5. Comunicar investigaciones y explicaciones

Entendimientos acerca de la Indagación Científica 1. Investigaciones científicas incluyen preguntar y contestar preguntas y comparar la

respuesta con lo que los científicos ya conocen acerca del mundo.2. Instrumentos sencillos, tales como lentes de aumento, termómetros, y reglas,

proveen más información que los científicos obtienen usando únicamente sus sentidos.

3. Los científicos desarrollan explicaciones usando observaciones (evidencia) y lo que ellos ya conocen acerca del mundo (conocimiento científico). Buenas explicaciones son basadas en la evidencia de investigaciones.

Estándar del Contenido B: Ciencia Física

Propiedades de los Objetos y Materiales: 1. Los Objetos tiene características observables, incluyendo medida, peso, forma,

color, temperatura y la habilidad de reaccionar con otras sustancias. Aquéllas propiedades pueden ser medidas usando herramientas tales como reglas, balanzas y termómetros.

Luz, Calor, Electricidad y Magnetismo. 1. La luz viaja en línea recta hasta que choca contra un objeto. La luz puede ser

reflejada por un espejo, refractada por lentes, o absorbida por los objetos.

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>Estándares Nacionales para los Grados de Kinder a Cuarto Año del Experimento Ultravioleta de Ritter

Estándar del Contenido E: Ciencia y Tecnología.

Entendiendo acerca de Ciencia y Tecnología 1. La gente siempre ha tenido preguntas acerca de su mundo. La Ciencia es uno de los

caminos para responder preguntas y explicar el mundo natural.2. Las herramientas ayudan a los científicos a realizar mejores observaciones,

mediciones y el equipo para las investigaciones. Ellos ayudan a los científicos a ver, medir y realizar cosas que ellos no podrían realizar de otra manera.

Estándar del Contenido G: Historia y Naturaleza de la Ciencia

La Ciencia como un Esfuerzo Humano 1. La Ciencia y Tecnología han sido practicadas por la gente por un largo tiempo2. Hombres y mujeres han realizado una variedad de contribuciones a través de la

historia de la Ciencia y la Tecnología.


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Estándares Nacionales para los Grados de Noveno a Duodécimo Año del Experimento Ultravioleta de Ritter

Estándares Nacionales para los Grados de Noveno a

Duodécimo Año del Experimento Ultravioleta de Ritter

Estándares Nacionales de Educación Científica de Noveno a Duodécimo Grado

Estándar del Contenido A: La Ciencia como Indagación

Habilidades Necesarias Para Realizar Indagación Científica1. Identificar preguntas y conceptos que guíen a investigaciones científicas.2. Diseñar y conducir investigaciones científicas.3. Usar la Tecnología y las Matemáticas para mejorar las investigaciones y

comunicaciones.4. Formular y revisar explicaciones científicas y modelos usando la lógica y la

evidencia.5. Reconocer y analizar explicaciones alternativas y modelos.

Entendiendo acerca de la Indagación Científica 1. Los científicos usualmente indagan acerca de cómo funcionan los sistemas físicos,

los sistemas de los seres vivos, o los sistemas artificialmente diseñados.2. Los científicos conducen investigaciones por una gran variedad de razones.3. Los científicos dependen de la tecnología para optimizar la recolección y manejo de

datos.4. Las Matemáticas son esenciales para la indagación científica.

Estándar del Contenido B: Ciencias Físicas

Interacciones de Energía y Materia 1. Ondas, incluyendo sonido y ondas sísmicas, ondas de agua, y ondas de luz, tienen

energía y pueden transferir energía cuando interactúan con materia.2. Ondas electromagnéticas incluyen ondas de radio (la más larga longitud de onda),

microondas, radiación infrarroja (calor radiante), luz visible, radiación ultravioleta, rayos X y rayos gamma.

Estándar del Contenido G: Historia y Naturaleza de la Ciencia

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Estándares Nacionales para los Grados de Noveno a Duodécimo Año del Experimento Ultravioleta de Ritter

Perspectivas Históricas 1. Usualmente, los cambios en la Ciencia ocurren como pequeñas modificaciones en el

conocimiento latente. El trabajo diario de Ciencia e Ingeniería resulta en avances que incrementan nuestro entendimiento del mundo y nuestra habilidad para entender las necesidades y aspiraciones humanas. Mucho puede ser aprendido acerca de la mecánica interna de la Ciencia y su naturaleza, por medio del estudio de los científicos como individuos, su trabajo diario, y sus esfuerzos por avanzar el conocimiento científico en su área de estudio.


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Puede encontrar también respuesta a su pregunta en Pregúntele a un

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ask/terminology.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ask/misc.html

http://www.mov.vic.gov.au/lectures/harwit/index.html

http://image.gsfc.nasa.gov/poetry/ask/askmag.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ask/radiation.html

Pregúntele a un astrónomo de Spitzer - Radiación Infrarroja

¿Qué es la radiación infrarroja?

La radiación infrarroja (IR) es uno de los muchos tipos de luz que forman el espectro electromagnético (EM). Las longitudes de onda de la radiación infrarroja son mayores que las de la luz visible, que comprende entre 4000 y 7000 Angstroms (o 0.4 y 0.7 micras). Los astrónomos generalmente dividen la parte infrarroja del espectro electromagnénetico en tres regiones: el cercano infrarrojo (0.7 - 5 micras), el mediano infrarrojo (5 - 30 micras) y el lejano infrarrojo (30 - 1000 micras).

¿Quién descubrió la luz infrarroja y cuándo tuvo lugar su descubrimiento?

El famoso astrónomo Willian Herschel, quien descubrió también el primer planeta desde la Edad Antigua (Urano) y estudió las manchas solares, fue el primero en descubrir una forma de luz diferente de la luz visible (u óptica). En un experimento realizado en 1800, Herschel empleó un prisma de vidrio para dispersar la luz del Sol en un arcoiris. A continuación midió la temperatura de cada color de la luz visible y anotó las diferencias. Para su sorpresa encontró que cuando colocaba el termómetro más allá del rojo, en una región donde aparentemente no había luz, el termómetro indicaba una temperatura alta, como si hubiera radiación incidiendo en esa zona, lo que a simple vista no era posible detectar. Así fue como se descubrió la radiación térmica, que ahora se conoce como radiación infrarroja, donde el prefijo "infra" significa "por debajo."

¿Es la radiación infrarroja peligrosa?

En general no, al menos aquella producida naturalmente por procesos físicos. Cualquier forma de radiación, incluyendo la de luz visible o las ondas de radio, puede ser potencialmente dañina si está altamente concentrada en un haz muy estrecho de gran potencia (lo que constituye el principio físico en que se basan los láseres). Vivimos inmersos en radiación infrarroja, ya que no es más que calor. Pero por supuesto, usted no querría meter su mano en un horno caliente, ya que en ese caso la radiación infrarroja sería perligrosa.

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¿Qué tipo de objetos emiten radiación infrarroja?

Todo tipo de objetos que tengan una temperatura distinta de cero absuluto emiten radiación infrarroja. El cero absoluto de temperaturas corresponde a la temperatura en la que todos los movimientos moleculares han cesado, y es la temperatura más fría que se puede obtener. Corresponde aproximadamente a -273 grados Celsius (o -460 grados Fahrenheit). Los físicos definen esta temperatura como cero grados Kelvin. En la escala Kelvin los grados tienen el mismo tamaño que en la escala Celsius, sólo es el punto cero lo que cambia. ¡Hasta los cubitos de hielo emiten radiación infrarroja!

¿Cómo bloquea nuestra atmósfera a la radiación infrarroja desde el espacio?

Solamente ciertas partes del espectro electromagnético (toda la luz tiene un rango desde rayos gamma a ondas de radio) pueden hacer esto a la superficie de la Tierra. Mucho es absorbido por nuestra atmósfera. La luz visible, las ondas de radio y unos pocos pequeños rangos de longitudes de onda realizan esto. Los rayos gamma, la mayoría de los rayos ultravioleta y rayos infrarrojos no lo realizan. Mucha de la luz infrarroja es absorbida por el vapor de agua en nuestra atmósfera. Esto es porqué los telescopios infrarrojos son localizados en la altura, en las montañas secas (como Mauna Kea en Hawaii) así que ellos pueden observar más radiación infrarroja. El único camino para estudiar el rango total del infrarrojo (también como los rayos gamma, rayos ÒXÓ, y UV) es localizar los telescopios en el espacio bien arriba de la atmósfera. Solamente algunos (no todos) de los rayos de la radiación infrarroja entre 1 y 40 micras hace esto en la superficie de la Tierra. El resto es absorbido primariamente por nuestra atmósfera por el vapor de agua. La radiación infrarroja es también absorbida en un grado más pequeño por el dióxido de carbono y moléculas de oxígeno.

¿Qué materiales bloquean, reflejan, absorben o emiten luz infrarroja?

El infrarrojo término, el cual corresponde a longitudes de onda más largas que 5 micras es una medida directa de temperatura. Un material simple que bloquea la radiación infrarroja es el plexiglass. Nosotros lo usamos en una demostración de radiación infrarroja en el efecto greenhouse. También, el agua es un buen absorbente de radiación infrarroja. Por lo tanto, uno tiene que ir arriba del vapor de agua de la atmósfera para conducir la mayoría de las mediciones de la Astronomía infrarroja. Cualquier buen espejo debería ser capaz de reflejar la luz infrarroja. La mayoría de los telescopios terrestres que observan en el infrarrojo cercano (entre 1 y 2.5 micras) dependen de los mismos telescopios para la Astronomía óptica. Finalmente, la radiación infrarroja térmica es una medida de calor, y cualquier medida arriba de cero absoluto (-273c) emite radiación infrarroja. Entre más caliente una fuente,



más luz infrarroja es emitida.

¿Cuáles son los beneficios de la Tecnología infrarroja?

Hay muchas ventajas para estudiar y detectarla radiación infrarroja. El infrarrojo es básicamente radiación caliente. La radiación infrarroja carga información acerca de la distribución de la temperatura de los objetos estudiados.El infrarrojo puede también penetrar humo espeso, nubes y polvo. Esto hace a las cámaras infrarrojas muy útiles en investigación, rescate y combatimiento de fuego. Muchas vidas han sido salvadas por las cámaras infrarrojas térmicas, encontrando gente perdida en la noche o en el mar detectando el calor de su cuerpo, o encontrando gente en un edificio lleno de humo. El infrarrojo es variadamente usado en las ciencias de la Astronomía, Meteorología, Oceanografía y Arqueología.Es usada para inspeccionar sistemas mecánicos y eléctricos, en estudios de animales, en Medicina, Navegación, en la Policía, en las Fuerzas Armadas, así como en la industria alimenticia. Vea nuestra página de web "veamos nuestro mundo con una luz diferente" para más detalles.

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Pregútele a un astrónomo de Spitzer - Astronomía Infrarroja

¿Qué es la Astronomía infrarroja?

Es el estudio del universo a longitudes de onda más largas que la luz visible, pero más cortas que las ondas de radio (más o menos entre 1 y 1000 micras [1 milímetro]).

¿Por cuánto tiempo ha existido la Astronomía infrarroja?

La Astronomía infrarroja es una de las más recientes por la tecnología avanzada que precisa. La Astronomía del cercano infrarrojo (o sea, obsevaciones a longitudes de onda de unas pocas micras) ha sido practicada por telescopios terrestres desde los años 60. Las observaciones a longitudes de onda más largas son imucho m&aaucte;s difíciles por oscureciemieonto de la atmósfera de la Tierra. Algunas observaciones infrarrojas fueron realizadas a gran altura desde aviones en los años 70. El primer telescopio infrarrojo espacial, el Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS), fue lanzado al espacio en 1983.

¿Qué tipo de objetos astronómicos emiten luz infrarroja?

La mayoría de los objetos celestes emiten algo de luz infrarroja. Sin embargo, hay longitudes de onda que son más adecuadas que otras para estudiar ciertos objetos. La radiación térmica infrarroja procede de objetos astronómicos relativamente fríos (con una temperatura similar a la del ambiente o más baja). Dentro de estos objetos se encuentran los planetas, los cometas y el polvo interestelar de las galaxias. La luz infrarroja es útil para examinar regiones con mucho polvo que ha sido calentado por estrellas recién nacidas y para estudiar las capas expulsadas por las estrellas moribundas.

¿De qué está hecho el polvo interestelar?

La mayoría del polvo interestelar está hecho de silicatos, de la misma composición que un grano de arena. Algunas de las partículas de polvo más pequeñas están constituidas por moléculas basadas en átomos de carbono.

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¿Cómo emite luz infrarroja el polvo interestelar?

Las partículas de polvo formadas por silicatos absorben la luz ultravioleta y visible emitida por estrellas cercanas y la irradian de nuevo en el infrarrojo. Como la luz IR es de menor energía que la visible y la ultravioleta, la diferencia de energías se va en calentar los granos de polvo. Las temperaturas típicas de los granos de polvo interestelares son de unas decenas de grados Kelvin (muy muy por debajo del 0 grados Celsius o Fahrenheit).

¿Por qué es importante la Astronomía infrarroja?

Muchos de los misterios fundamentales de la Astronomía son estudiados mejor en el infrarrojo. ¿Por qué? Veamos las siguientes razones:

(1) La expansión global del Universo (postulada por Hubble) produce un corrimiento hacia el rojo de la radiación optica de galaxias distontes hacia longitudes de onda infrarrojas. Por lo tanto, las observaciones IR pueden estudiar el Universo tal y como era cuando tenia sólo una fracción de la edad que tiene ahora.

(2) El polvo absorbe muy eficientemente la luz ultravioleta y la visible y la vuelve a emitir en el infrarrojo. Por lo tanto, gran parte de la luz emitida por el Universo se encuentra en el infrarrojo.

(3) Muchos de los constituyentes del Universo (como las galaxias y las estrellas) se encuentran en regiones con mucho polvo. La única manera de poder estudiar los núcleos de formación estelar y el corazón de las galaxias con polvo es mediante observaciones infrarrojas.

(4) ¡El Universo es un lugar frío! Muchos fenómenos y objetos astrofísicos son relativamente fríos, como los planetas, el gas y el polvo interestelar, y por lo tanto irradian principalmente en el infrarrojo.

(5) En la región infrarroja tienen lugar un número muy importante de transiciones atómicas y moleculares. Los espectros infrarrojos, por su parte, son unas herramientas muy útiles en el diagnóstico de las condiciones físicas y de los procesos que tienen lugar en atmósferas planetarias, nubes interestelares y en las galaxias distantes.

(6) La región del mediano infrarrojo es donde se encuentran las líneas espectrales principales que caracterizan los ambientes en los que se encuentra vida. Esto es algo que el Programa de Orígenes de la NASA piensa explotar.



¿Qué buscan los astrónomos en el infrarrojo?

Los astrónomos que estudian el infrarrojo buscan una variedad de objetos en el espacio. Como la radiación infrarroja es emitida por cada objeto en el espacio, podemos detectar la mayoría de los fenómenos en el universo con detectores suficientemente sensibles. Varios objetos son mejor estudiados en el infrarrojo. Estos incluyen estrellas frías las cuales son tan pálidas para ser detectadas en la luz visible, regiones formadoras de estrellas las cuales están arregladas en polvo espeso y no pueden ser vistas en la luz visible (el infrarrojo puede penetrar el polvo), galaxias de estrellas explosivas, nuestro centro galáctico, planetas, esteroides, la luz desde el universo distante el cual ha sido corrido hacia el rojo o recorrido hacia el Doppler en el infrarrojo, y el polvo entre las estrellas.




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Pregúntele a un astrónomo de Spitzer - Telescopios Infrarrojos

¿Dónde puedo comprar un telescopio infrarrojo para uso casero?

Ud no puede. La mayoría de la luz infrarroja procedente de objetos celestes es absorbida por la atmósfera de la Tierra. Sólo la luz en una pequeña ventana en la región del cercano infrarrojo (a longitudes de onda de menos de 4 micras) alcanza la superficie de la Tierra. Las obsevaciones a estas longitudes de onda requieren que la cámara infrarroja esté enfriada a cientos de grados bajo cero y para ello es necesaria la utilización de líquidos refrigerantes como el helio líquido, así como de detectores infrarrojos de estado sólido que cuestan decenas de miles de dólares. Por eso es bastante poco práctico considerar un telescopio infrarrojo para uso personal.

¿Por qué no puedo usar película infrarroja disponible en el mercado para fotografiar objetos astronómicos usando un telescopio para aficionados?

¡Sí puede! Pero tenga en cuenta que esta película es sensible a luz infrarroja cercana que está un poco más allá del extremo rojo del espectro visible (cerca de 1 micra). A estas longitudes de onda, usted estará fotografiando esencialmente luz visible de longitud de onda muy larga, y los fenómenos astronómicos aparecerán sólo ligeramente diferentes a los que se ven en luz visible. Para detectar realmente la emisión térmica que caracteriza a la mayoría de la radiación infrarroja, necesitará observar a longitudes de onda de más de 5 micras, lo cual es muy difícil de hacer desde la superficie de la Tierra.

¿Qué observatorios astronómicos son capaces de observar en la estrecha ventana espectral del cercano infrarrojo que es accesible desde la superficie?

En teoría cualquier telescopio terrestre situado a gran altura y en un clima seco puede observar en el cercano infrarrojo. Muchos de los grandes telescopios ópticos (que observan en luz visible) son capaces también de observar en el cercano infrarrojo mediante el uso de instrumentos científicos refrigerados especiales.

¿Es verdad que se puede hacer Astronomía infrarroja desde aeroplanos?

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Sí. Los aeroplanos permiten situar telescopios por encima de la mayor parte de la atmósfera de la Tierra, lo que tiene lugar a unos 12-13 kilómetros (40,000 piés), un poco más alto que la mayoría de los vuelos comerciales. Una de las primeras observaciones infrarrojas fueron realizadas al principio de los 70 por un pequeño telescopio a bordo de un jet Lear. El Observatorio Aéreo Kuiper (KAO) fue un avión C-141 de Lockheed, con un telescopio de 1 metro de diámetro, que se utilizó por más de 20 años hasta que fue retirado en 1995. La próxima generación de telescopios aéreos, el Observatorio Estratosférico para la Astronomía Infrarroja (SOFIA, del Inglés Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy), tendrá un telescopios de 2.5 metros de diámetro a bordo de un avió Boeing 747. SOFIA está en proceso de construcción y se espera que haga su vuelo inagural en el año 2004.

Si se puede hacer Astronomía infrarroja desde aviones, ¿por qué se construyen telescopios infrarrojos espaciales?

Los observatorios aéreos que vuelan a gran altura son capaces de situarse por encima del 85% de la atmósfera (y por encima del 90% del vapor de agua, principal absorbente de luz infrarroja). Sin embargo, la mejor vista se obtiene en el vacío del espacio. Es más, los observatorios aéreos son útiles para la realización de observaciones de objetos particulares por un periodo limitado de tiempo. Pero para hacer un censo de todo el cielo a longitudes de onda infrarrojas, o para llevar a cabo programas de observación grandes, es necesario un observatorio espacial que puede apuntar casi a cualquier parte del cielo y observar 24 horas al día.

¿Qué observatorios infrarrojos espaciales están operando actualmente?

No hay ningún observatorio espacial en este momento capaz de observar la radiación térmica infrarroja. El Telescopio Espacial Hubble (HST) lleva in instrumento infrarrojo llamado NICMOS que puede observar en ciertas regiones del cercano-infrarrojo, pero no en el mediano o lejano infarrojo. El primer observatorio infrarrojo espacial fue el Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS), una colaboración entre los EEUU, el Reino Unido y los Paises Bajos. IRAS orbitó la Tierra durante 10 meses y en 1984 dejó de funcionar cuando se acabaron sus reservas de criostato (refrigerante).

A una segunda generación de observatorios infrarrojos espaciales, que ya contaban con muchas más posiblidades, perteneció el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO). Este satélite de la Agencia Espacial Europea orbitó la Tierra desde finales de 1995 hasta principios de 1998.

El más reciente observatorio enfrarrojo landzado al espacio es el Telescopio Espacial Spitzer, una misión de la NASA que fue lanzada en agosto de 2003. Spitzer fue puesto en una órbita solar siguienda la Tierra y operará durante 5



años.

¿Hay algún otro telescopio infrarrojo que haya operado en el espacio?

Sí, otros dos telescopios infrarrojos más pequeños han volado recientemente (ninguno de los dos está funcionando actualmente). El Telescopio Infrarrojo en el Espacio (IRTS) fue un pequeño telescopio de 15 centímetros de diámetro desarrollado por el Instituto para el Espacio y Ciencias Aeronáuticas de Japón. Fue lanzado al espacio a principios de 1995 y operó durante 3 semanas. IRTS fue recogido posteriormente por un transbordador espacial que lo devolvió a la Tierra.

El Experimento Espacial a Mitad de Vuelo (MSX) fue un satélite militar que incluía un instrumento científico infrarrojo llamado SPIRT-III. Fue lanzado en 1996 y operó durante 10 meses. A pesar de que este telescopio fue utilizado rutinariamente para misiones de vigilancia militar, una parte sustancial del tiempo de observación se dedicó a observaciones astronómicas, principalmente en el plano de la Vía Láctea.

Una pequeña misión de la NASA, el Explorador Infrarrojo de Amplio Campo (WIRE), fue lanzada a principios de 1999. Llevaba un telescopio infrarrojo de 30 cm de diámetro y se planeaba que su misión durara 4 meses. Desafortunadamente, la cubierta del telescopio se abrió prematuramente y la brillante luz del Sol entró de lleno en el telescopio. Esto hizo que el refrigerante a bordo se evaporara a un ritmo acelerado para mantener el telescopio frío, lo que hizo que las reservas de refrigerante se agotaran antes de que ningún tipo de observación astronómica fuera realizada. Un astrónomo despabilado ha sido capaz de usar el instrumento de seguimiento de estrellas en WIRE para realizar un ingenioso experimento sobre "terremotos" estelares. Para más detalles, vea la historia de la CNN (Inglés) en http://www.cnn.com/TECH/space/9908/04/space.salvage/.

¿Son los detectores infrarrojos electrónicos similares a los dispositivos que se usan en aplicaciones militares?

Sí. De hecho, gran parte de los avances tecnológicos en los detectores del mediano infrarrojo es el resultado de investigaciones militares. Al igual que las gafas de visión nocturna usadas por los militares, los detectores infrarrojos astronómicos también miden el calor ¡pero de fuentes muy distantes! A longitudes de onda del infrarrojo cercano, es posible construir conjuntos de detectores infrarrojos que pueden producir imágenes como las de un CCD en luz visible.

A longitudes de onda más largas, los avances en tecnología de detectores se han tenido que realizar desde cero. Los astrónomos están empezando a


http://www.cnn.com/TECH/space/9908/04/space.salvage/


construir pequeños conjuntos de detectores en estas longitudes de onda, y la fabricación de estos dispositivos todavía requiere del talento y la paciencia de un artesano.

¿Dónde están los telescopios infrarrojos más grandes?

Los telescopios infrarrojos más grandes están en Mauna Kea, Hawaii, a una altura de aproximadamente 14,000 pies sobre el nivel del mar. Esta elevación está mucho más arriba del vapor de agua que absorbe el infrarrojo, haciéndola un magnífico sitio para observaciones infrarrojas desde la Tierra.




http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ask/data.html

Pregúntele a un astrónomo de Spitzer - Datos e Imágenes Infrarrojas

¿Hay datos infrarrojos disponibles al público?

Sí, un instrumento útil para tener acceso a datos e imágenes infrarrojas es la página de Skyview del Centro Espacial Goddard de la NASA: http://skyview.gsfc.nasa.gov/. Esta página permite al público acceder a los datos de IRAS y COBE, así como a datos no infrarrojos.

¿Están las imágenes de su galería infrarroja disponibles al público? ¿Qué créditos debo utilizar?

Todas las imágenes de IRAS de nuestra galería pueden ser utilizadas por el público los créditos deben ir a: Infrared Processing and Analysis Center, Caltech/JPL. IPAC es el centro de datos de astrofísica infrarroja de la NASA.

¿Hay otras galerías de Astronomía infrarroja?

Sí, vea Cool Cosmos para una lista de otras galerías.


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ask/data.html [27/02/2005 22:07:28]

http://skyview.gsfc.nasa.gov/

http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/sitemap.html#imagegalleries


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ask/materials.html

Pregúntele a un astrónomo de Spitzer - Materiales para Clase

¿Tienen disponibles materiales para clase?

Tenemos folletos y pósteres del Spitzer así como una bonita litografía sobre la Astronomía infrarroja. Para recibir ésto simplemente mándenos su dirección. Estos materiales son ofrecidos gratuitamente.


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ask/materials.html [27/02/2005 22:07:34]


http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ask/iras.html

Pregútele a un astrónomo de Spitzer - La Misión del Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) y

Descubrimientos

Yo escuché que el Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS por sus siglas en Inglés) descubrió evidencia de un décimo planeta o planeta "X". ¿Es esto cierto?

No. El Satélite Astronómico Infrarrojo no detectó evidencia de un décimo planeta en nuestro sistema solar.

¿Qué es IRAS?

El Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS: Infrared Astronomical Satelite) fue el primer telescopio infrarrojo enviado al espacio. Este fue un proyecto conjunto de los Estados Unidos, la Gran Bretaña y los Países Bajos. Durante su misión de10 meses, el IRAS exploró más del 96% del cielo cuatro veces, proveyendo el primer mapa de todo el cielo a alta sensibilidad a longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 micras. IRAS incrementó hasta un 70% el número de fuentes astronómicas catalogadas, detectando aproximadamente 350,000 fuentes infrarrojas.

¿Qué descubrimientos realizó IRAS?

Los descubrimientos de IRAS incluyen un disco de granos de polvo alrededor de la estrella Vega, seis nuevos cometas, y una fuerte emisión infrarroja desde galaxias interactuantes, así como conjuntos o enjambres de polvo tibio llamados cirros infrarrojos, los cuales pueden ser encontrados en casi toda dirección del espacio. IRAS también reveló por primera vez el corazón de nuestra galaxia, la Vía Láctea.

¿Dónde puedo observar imágenes obtenidas desde el IRAS?

La galería IRAS de imágenes puede ser encontrada en: http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/image_galleries/IRAS/irasgallery.html.

¿Por qué fue construido IRAS?

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http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/image_galleries/IRAS/irasgallery.html

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En los setentas los astrónomos alrededor del mundo empezaron a considerar la posibilidad de colocar un telescopio infrarrojo sobre un satélite en órbita alrededor de la Tierra. Este telescopio estaría arriba de la atmósfera de la Tierra y podría ver el cielo a lejanas longitudes de onda infrarrojas, las cuales eran difíciles de detectar en la Tierra. Con esto se podría ver una gran área del cielo y observar regiones por un largo periodo de tiempo. Para más información vea nuestra página en la Red: http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/orbit.html.


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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir/orbit.html


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La luz infrarroja nos demuestra el calor irradiado por el mundo que nos rodea. Observando a los animales con una cámara termal infrarroja, podemos realmente ver las diferencias entre los animales con sangre caliente y fría. El infrarrojo también nos permite estudiar que las plumas, la piel y la capa de grasa sirven para aislar y proteger a los animales. En su viaje en este "Zoológico Infrarrojo," observe cuál información nueva puede recolectar acerca de los animales que no podría obtener a través de una fotografía de luz visible. ¡Disfrute su viaje!

¡Aprenda más acerca de los animales de sangre caliente y fría! ¡Intenta nuestro juego de las escondidas!

AVES Pollos

Pequeña Cacatúa Con Cresta Patos

Aguilas Emú

Flamingos Guacamaya

Loro Cisne

Ave Boca de Rana Café

REPTILES Y ANFIBIOS

Lagarto Camaleón

Lagartija de Collares Serpiente Real

Ranas Salamanquesa

Pitón Tortugas

Mono AfricanoCamello

GatoPerro

ElefantesJirafas

Conejillos de Indias

MAMIFEROS Caballo

Perro CazadorNutriaCerdoPony

LechónPerrito Cachorro

Conejo

FocaLeones MarinosOvejaArdillaMono ArdillaPerro TerrierTigre

INSECTOS, ARACNIDOS Y GUSANOS: Oruga Gusano Cienpiés Escorpión Gusanos

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Author/Images: Linda Hermans-Killam

Images taken at America's Teaching Zoo (Moorpark College), The Santa Barbara Zoo, Animal House (The Oaks), and the Tierra Rejada Family Farm

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/coldwarm.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/coldwarm.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/hide_seek/

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/cockatiel.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/duck.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/eagle.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/emu.html

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/flamingo.html

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Zoológico Infrarrojo - Pollos Infrarrojos

Pollos Infrarrojos

Los pollos son aves de sangre caliente y generan su propio calor en su cuerpo convirtiendo la comida que consumen en energía. En las imágenes infrarrojas termales demostradas abajo, usted puede observar el brillo luminoso de estos animales de sangre caliente en áreas no cubiertas con plumas espesas aislantes, tales como sus caras, patas y pies. Algunos de estos pollos estuvieron en la luz solar cálida antes de entrar a su refugio sombreado, por lo que las plumas de sus espaldas también brillan claramente en el infrarrojo.

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Zoológico Infrarrojo - Pollos Infrarrojos

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Zoológico Infrarrojo - Loro

Loro Infrarrojo

Este loro de Amazonas aparece tan caliente como la persona que lo sostiene en las imágenes infrarrojas termales de abajo. Esto es porque ambos son de sangre caliente. Observe qué caliente es el área debajo del ala del loro. Aquí las plumas son muy delgadas. La cara y patas son también calientes. Como tanto el loro y el humano pueden irradiar su propio calor, ellos son mucho más calientes que el aire que les rodea.

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Images taken at America's Teaching Zoo (Moorpark College)




































Zoológico Infrarrojo - Cisne

Cisne Infrarrojo

Un cisne tiene plumas mucho más delgadas en su cuello y cara que en el resto de su cuerpo, permitiendo una mayor pérdida de calor en estas áreas. El pico de los cisnes también brilla luminosamente en el infrarrojo. Observe qué brillante es el cuello y cara del cisne comparados con la parte de su cuerpo gruesamente emplumada Ð a pesar de que gran parte del cuerpo del cisne está sobre el agua y a la cálida luz solar. Siendo de sangre caliente, los cisnes tratan de mantener una temperatura constante de su cuerpo. Cuando ellos están muy acalorados, se enfrían en el agua. Los cisnes emigran hacia áreas más calientes en el invierno para alejarse del frío.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/swan.html (1 de 2) [27/02/2005 22:09:13]



Zoológico Infrarrojo - Cisne


Images taken at the Santa Barbara Zoo




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Zoológico Infrarrojo - Mono Africano

Mono Africano Infrarrojo

Todos los mamíferos son de sangre caliente, lo que significa que ellos generan su propio calor. Sus cuerpos también tratan de mantener una temperatura interna constante. Las áreas más brillantes son los ojos, los cuales no están cubiertos por piel o pelaje. Las áreas más luminosas en el cuerpo de este mono africano son lugares donde su pelaje es delgado, permitiéndole al calor de su cuerpo escapar más fácilmente.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/baboon.html (1 de 3) [27/02/2005 22:09:28]



Zoológico Infrarrojo - Mono Africano

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Zoológico Infrarrojo - Perro

Perro Infrarrojo

Este perro está cubierto con un abrigo espeso de pelaje el cual le ayuda a mantener el calor generado por su propio cuerpo. En el infrarrojo podemos observar cómo las áreas del perro que están cubiertas por pelaje espeso son más frías, mientras que las áreas cubiertas con poco pelaje como los ojos, orejas y boca (cuando está abierta) brillan luminosamente en el infrarrojo. ¡Observe qué fría es la nariz del perro! En un par de estas imágenes puede observar también el plato de agua fría del perro.

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Zoológico Infrarrojo - Perro

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/guinea.html

Conejillos de Indias Infrarrojos






http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/guinea.html [27/02/2005 22:09:57]
































http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/horse.html

Caballo Infrarrojo

Los caballos son mamíferos de sangre caliente. Las imágenes en el infrarrojo térmico de los caballos mostradas abajo, fueron tomadas en un día muy cálido. En estas imágenes, las áreas más frías de los caballos son sus crines y colas, mientras que las áreas más calientes son los ojos, boca y área de la nariz, y las partes internas de las orejas. Otras áreas calientes son lugares donde los caballos estuvieron expuestos a la luz cálida del sol.

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Images taken at the Tierra Rejada Family Farm


































Zoológico Infrarrojo - Perro Cazador

Perro Cazador Infrarrojo

Este perro de sangre caliente tiene pelaje corto, el cual le permite escapar al calor de su cuerpo. Comparado con el perro con pelaje más largo y más espeso, este perro brilla más luminosamente en el infrarrojo. Las áreas más calientes son los ojos, mientras que la más fría es la nariz.


Images taken at Animal House (The Oaks)


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Zoológico Infrarrojo - Perro Cazador



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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/pig.html

Cerdo Infrarrojo

Este cerdo estaba parado en la luz solar en un día muy caluroso. Observe qué tan caliente aparece en las imágenes infrarrojas y cómo su hocico es mucho más frío que el resto de su cuerpo. Las áreas más calientes de su cuerpo son lugares donde su pelo es más delgado.

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/pig.html

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/seal.html

Foca Infrarroja

Las focas son animales de sangre caliente, pero están cubiertas de una capa gruesa de grasa que las aísla del frío y mantiene el calor de su cuerpo evitando su escape. Las focas pierden calor de sus cuerpos a través de su piel. Sus cuerpos en forma de torpedo exponen menos cantidad de piel, así que pierden menos calor. En las imágenes infrarrojas de arriba, la foca ha terminado de nadar en una piscina de agua fría, y aparece muy oscura en el infrarrojo. Su piel está aún fría por el contacto con el agua. La imagen de abajo fue tomada varios minutos más tarde. Aquí usted puede observar a la foca un poco más caliente (la temperatura del aire se encontraba en los 90 grados cuando esta imagen fue tomada). Observe los ojos calientes y el área de la boca.

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Zoológico Infrarrojo - Oveja

Oveja Infrarroja

Las ovejas en estas imágenes infrarrojas estuvieron paradas en una sombra parcial. Las áreas más calientes de sus cuerpos fueron lugares que fueron o más calentados por el sol o que no estuvieron cubiertos con lana, tales como los ojos de la oveja, oídos, boca, nariz, cuernos y pezuñas.

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Zoológico Infrarrojo - Oveja






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Zoológico Infrarrojo - Tigre

Tigre Infrarrojo

El tigre mostrado en estas imágenes está en la sombra, sin embargo, como es un animal de sangre caliente, genera e irradia su propio calor. Observe las áreas más calientes Ð los ojos, orejas y boca abierta. Estas son áreas donde el calor interno del tigre es más fácilmente irradiado debido a que ellas están cubiertas con mucho menos piel y pelaje.

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Zoológico Infrarrojo - Lagarto

Lagarto Infrarrojo

Los lagartos son de sangre fría. Ellos no pueden generar su propio calor. En vez de ello, toman la temperatura de su medio ambiente. Observe en las imágenes infrarrojas cómo el lagarto es frío comparado al humano de sangre caliente que lo sostiene. La temperatura del lagarto es cercana a la temperatura ambiente. Observe también qué fríos son los ojos del lagarto. En estado salvaje, los lagartos se ajustan a la temperatura de su cuerpo entrando al agua para enfriarse, o tomando el sol para calentarse.

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Zoológico Infrarrojo - Serpiente Real

Serpiente Real Infrarroja

Las serpientes son de sangre fría y toman la temperatura de su medio ambiente. La serpiente mostrada en estas imágenes estaba en la luz solar directa, sin embargo, ella es aún un poco más fría que la persona que la sostiene. Las serpientes se calientan acostándose a la cálida luz del sol. Esto incrementa el nivel de energía de la serpiente, haciendo para ella más fácil el defenderse por sí misma o el escaparse más velozmente. La gran superficie del cuerpo de una serpiente le permite calentarse o enfriarse más rápido. Las serpientes frecuentemente enrollarán sus cuerpos para controlar la cantidad de piel expuesta a la luz solar. Se enfrían permaneciendo en áreas sombreadas más frías y durante clima muy caliente buscando refugio debajo de piedras o de la tierra. Durante largos períodos de clima frío, las serpientes frecuentemente hibernan.

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Zoológico Infrarrojo - Serpiente Real






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Zoológico Infrarrojo - Ranas

Ranas Infrarrojas

Las ranas son anfibios de sangre fría, y aparecen frías en el infrarrojo porque no pueden generar el calor de su propio cuerpo. En su lugar, ellas tienen temperaturas que son cercanas a aquélla de su medio ambiente. Observe cómo aparece la parte oscura (fría) que corresponde a la rana comparada con la mano caliente que la sostiene. Las ranas son un tipo de animal de sangre fría que puede vivir en casi cualquier medio ambiente sobre la Tierra, incluyendo regiones del Artico y áreas elevadas de las montañas. Las ranas que viven en regiones frías no pueden estar activas todo el año e hibernan cuando el clima es muy frío. Cuando una rana está acalorada, se enfría brincando dentro del agua.

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Zoológico Infrarrojo - Ranas






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Zoológico Infrarrojo - Tortugas

Tortugas Infrarrojas

Las tortugas son reptiles de sangre fría. Pasan mucho tiempo de su vida en el agua y se exponen al sol en días cálidos. Cuando el clima es frío, frecuentemente se entierran en la tierra hasta que el clima caliente regresa.

Estas tortugas han salido de la alberca de agua fría. Observe qué frías aún se encuentran.

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Zoológico Infrarrojo - Tortugas

¡Observe qué caliente luce esta tortuga después de exponerse al sol!






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Zoológico Infrarrojo - Oruga

Oruga Infrarroja

Los insectos son animales de sangre fría, lo cual significa que no pueden generar su propio calor. En su lugar, toman la temperatura de su medio ambiente. Esta oruga de sangre fría, aparece muy oscura (fría) en el infrarrojo comparada con el humano de sangre caliente que la sostiene. En las imágenes de abajo puede observar algo del calor de la mano de la persona brillando a través de las áreas más delgadas de los pelos de la oruga, mostrando su estructura.

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Pollos | Pequeña Cacatúa Con Cresta | Patos | Aguilas | Emú | Flamingos | Guacamaya | Loro | Cisne | Ave Boca de Rana Café | Lagarto | Camaleón | Lagartija de Collares | Serpiente Real | Ranas | Salamanquesa | Pitón | Tortugas | Mono Africano | Camello | Gato | Perro | Elefantes | Jirafas | Conejillos de Indias | Caballo | Perro Cazador | Nutria | Cerdo | Pony | Lechón | Perrito Cachorro

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Zoológico Infrarrojo - Gusano Cienpiés

Gusano Cienpiés Infrarrojo

Este gusano cienpiés de sangre fría aparece oscuro en el infrarrojo comparado con la mano caliente que lo sostiene. Los cienpiés tienen temperaturas similares a la de su medio ambiente. Observe cómo la temperatura del cienpiés es aproximadamente la misma que la temperatura del aire (la región que rodea a la mano). Los humanos son de sangre caliente y generan su propio calor.






http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/millipede.html [27/02/2005 22:13:17]






























Zoológico Infrarrojo - Escorpión

Escorpión Infrarrojo

Los escorpiones son arácnidos de sangre fría y tienen temperaturas en su cuerpo cercanas a las de su medio ambiente. No pueden generar su propio calor. Este escorpión está siendo sostenido por su cola frente a un humano valiente, de sangre caliente. En las imágenes infrarrojas, puede observar claramente la orilla oscura, fría del escorpión contra el brillo claro y caliente infrarrojo de la persona que lo sostiene. Este escorpión sería muy difícil de detectar en el infrarrojo a menos que estuviera contra un fondo más frío o más caliente.






http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/scorpion.html [27/02/2005 22:13:30]






























http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ir_zoo/worms.html

Gusanos InfrarrojosEstos gusanos son de sangre fría y aparecen fríos (oscuros) en el infrarrojo. Son un poco más calientes que el aire ambiental en estas imágenes porque están siendo calentados por la mano que los sostiene, la cual aparece luminosa (clara) en el infrarrojo porque la gente es de sangre caliente y genera su propio calor, el cual es usualmente un poco más alto que la temperatura del aire ambiental.


Pollos | Pequeña Cacatúa Con Cresta | Patos | Aguilas | Emú | Flamingos | Guacamaya | Loro | Cisne | Ave Boca de Rana Café | Lagarto | Camaleón | Lagartija de Collares | Serpiente Real | Ranas | Salamanquesa | Pitón | Tortugas | Mono Africano | Camello | Gato | Perro | Elefantes |

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La Prueba de Disolución de Amoníaco Para Evaluar la Efectividad del Revelado de Papel Heliográfico

La Prueba de Disolución de Amoníaco Para Evaluar la Efectividad del Revelado de Papel

Heliográfico

El propósito de esta prueba fue observar si sería posible diluir el amoníaco usado para revelar el papel heliográfico en el Experimento Ultravioleta de Ritter. Si el amoníaco puede ser diluido con agua, esto reduciría la cantidad de vapores del amoníaco a los cuales los estudiantes estarían expuestos y también reduciría la toxicidad del fluido para revelado.

Los materiales usados en el experimento (izquierda) y una tira de papel heliográfico después de ser expuesta a los vapores de 100 % del amoníaco por treinta segundos. ÀPuede el amoníaco diluido ser usado para producir un resultado similar?

Para probar la fuerza del amoníaco necesario para revelar el papel heliográfico, yo mezclé el amoníaco concentrado de uso doméstico con varias cantidades de agua fría o tibia. Las mezclas fueron vertidas en un plato pequeño (3.5 cm. de altura) a una profundidad de 1 cm. Tiras de papel heliográfico fueron entonces colocadas (el lado coloreado hacia abajo) sobre el plato y cubiertas para contener lo mayor posible el vapor de amoníaco e impedir su escape--- esto ocasiona que el papel se revele más rápidamente y reduce la cantidad de vapores. Yo simplemente usé la funda de un CD para cubrir el plato. Las tiras de papel fueron reveladas durante 30, 60 ó 90 segundos.

http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ritter/ammonia_test.html (1 de 5) [27/02/2005 22:18:18]

http://sirtf.caltech.edu/coolcosmos



Tiras de papel heliográfico después de ser expuestas a los vapores de una mezcla de 50% de amoníaco y 50% de agua fría del grifo. Los tiempos de exposición fueron 30 segundos (izquierda), 60 segundos (centro) y 90 segundos (derecha). La exposición por 90 segundos produjo resultados cercanos a aquellos producidos por vapores de 100 % de amoníaco por 30 segundos.

Tiras de papel heliográfico después de ser expuestas a los vapores de una mezcla de 50% de amoníaco y 50% de agua tibia del grifo. Los tiempos de exposición fueron 30 segundos (izquierda) y 60 segundos (derecha). La exposición por 60 segundos produjo revelado incluso más intenso que el producido por la exposición a vapores de 100% de amoníaco por 30 segundos.



Tiras de papel heliográfico después de ser expuestas a los vapores de una mezcla de 25% de amoníaco y 75% de agua tibia del grifo. Los tiempos de exposición fueron 30 segundos (izquierda) y 60 segundos (derecha). La exposición por 60 segundos produjo resultados similares a los de la exposición a vapores de 100% de amoníaco por 30 segundos.

Una tira de papel heliográfico después de ser expuesta a los vapores de una mezcla de 20% de amoníaco y 80% de agua tibia del grifo por 60 segundos. Esto produjo resultados similares a los de la exposición a vapores de 100% de amoníaco por 30 segundos.



Tiras de papel heliográfico después de ser expuestas a los vapores de una mezcla de 10% de amoníaco y 90% de agua caliente del grifo. Los tiempos de exposición fueron 60 segundos (izquierda) y 90 segundos (derecha). La exposición por 90 segundos produjo resultados similares a los de la exposición a vapores del 100% de amoníaco por 30 segundos.

CONCLUSION: La disolución del amoníaco con agua tibia le permite a usted revelar el papel heliográfico en menor tiempo que diluyendo el amoníaco con agua fría. Usted puede lograr intensidades de revelado similares del papel heliográfico cuando éste es expuesto a los vapores de las siguientes mezclas y tiempos de revelado:

100% de amoníaco por 30 segundos

50% de amoníaco + 50% de agua fría por 90 segundos

50% de amoníaco + 50% de agua tibia por 60 segundos

25% de amoníaco más 75% de agua tibia por 60 segundos

60% e amoníaco más 80% de agua tibia por 60 segundos

10% de amoníaco más 90% de agua caliente por 90 segundos

Este experimento demuestra que usted puede diluir el amoníaco tanto como 90% combinándolo con agua tibia y aún así revelar el papel heliográfico en un tiempo razonable, con una gran reducción de los vapores de amoníaco y su toxicidad.






http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ritter/setup.html

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http://www.spitzer.caltech.edu/espanol/edu/ritter/setup.html


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Documents

Infrarrojo y termografia NASA Esp.pdf