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Radiación Electromagnética
Valentín TrainottiWalter G. Fano
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Radiación Electromagnética 1
Radiación: Puesta en el espacio de una ondaElectromagnética por parte de un elemento radiante
Luz natural: proviene del universo radiada por las estrellas, la mayor parte se recibe del sol.
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Nuestra Galaxia. Región de Sagitario
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Radiación Electromagnética 2
Ondas electromagnéticas:Ludvig Lorenz (1829-1891)James Clerk Maxwell (1831-1879)Experimento de Weber – Kohlrausch
Primera radiación no ópticaHeinrich Rudolf Hertz (1885-1888)Dipolo
Radiocomunicaciones:Guglielmo Marconi (1874-1937)Monopolo
Naturaleza de la luz: Teoría corpuscular (Newton, 1642-1727)Teoría ondulatoria (Huygens 1629-1695) (Young 1773-1829), (Fresnel 1788-1827)
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Radiación Electromagnética 3
Ruido galácticoRadiación no térmica
Interferencias y ruidos (radiaciones no deseadas)
Bajas y muy bajas frecuenciasRuido atmósférico
Altas frecuencias transmisiones intecontinentalesKarl Jansky (1931 )
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Buscando señales interferentes
New Jersey, 1931
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Registro de señales interferentes
Banda de 15 m Junio 1931
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Karl Jansky, analizando las señales interferentes.
Receptorregistrador
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Radiación Electromagnética 4
Grote Reber Primer radiotelescopio (1935) Primer mapa del cielo en banda 2m (1941)
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Recibiendo señales del universo
Grote Reber1939.Wheaton,IL.
Banda de 2 m
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Primer mapa del cielo
Grote Reber, Wheaton, IL 1941
Banda 2m
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Vía Láctea: Forma de la galaxia
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Espectro electromagnético
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Esquema de un radio telescópio
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Radiotelescopio de Jodrell Bank
Universidad de Manchester, Inglaterra
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Radiotelescopio de Bonn
Max Planck Institute, para radioastronomía
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Vista del radiotelescopio de Bonn, Alemania.
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Radiotelescopio de Arecibo
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Detalles del radiotelescopio de Arecibo
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Radiotelescopio de Arecibo
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Radiotelescopio de Ohio
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Detalles del radiotelescopio de 110 mde Ohio State University
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Teoría del Big Bang y Expansión del universoEdwin Hubble (1930)
Medición del ruido de fondoArno Penzias y Robert Wilson (1965)
T=3ºK (Wn = -194 dBm)Referencia: ruido térmico a T = 290ºK (20ºC)(Wn = -174 dBm)
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Penzias y Wilson, Bell Labs. New Jersey , 1965.
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Energía Electromagnética
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Poder de resolución
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ConsecuenciasLa observación de las distintas longitudes de Onda del espectro observando el universo indican:
Ondas de Radio•Nubes de electrones alrededor de estrellas y galaxiasque giran por efectos magnéticos•Nubes de Hidrógeno•Localización de restos de supernovas
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Radiación Electromagnética 7
Infrarrojo
• Estrellas nuevas relativamente frías, formadas por contracción de gas y polvo estelar.
• Radiación remanente del big bang
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Radiación Electromagnética 8
Optico (visible)Información de estrellas y galaxiasDeterminación de elementos atómicosMedición de temperaturaDeterminación de campos magnéticosMedición de velocidad de galaxias
UltravioletaLocalización de estrellas muy calientesEstrellas azules y estrellas en proceso de Contracción
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Radiación Electromagnética 9
Rayos XProducidos por estrellas muy calientes y quasarsEstrellas neutrónicas (pulsares)
Es evidente que la observación del universo ha proporcionado al hombre innumerables conocimientos, muchos más serán adquiridos en el futuro con el avance tecnológico y nueva instrumentación
Densidad de potencia o irradianciaEspectro visible e infrarrojoP = 1440 W/m2
P = 144 mW/cm2 en la sup. Terrestre a pleno sol
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Radiación Electromagnética 10
Ruido atmosféricoConsecuencias de la actividad atmosférica
FuentesRayos cósmicosViento solarDecaimiento de la radioactividad naturalElectricidad estáticaGeneración electromagnética
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Radiación Electromagnética 11Ejemplo de actividad de nubes de tormentas Cumulunimbus
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Radiación Electromagnética 12
Potencial para la descarga V=5.108 VPotencia radiación a 10KHz = 9.1011 WPara h=0.1Resistencia de radiación = 0.3565WEef (1Km) = 9.103 V/m (200 dBmV/m)
Dentro de un período de 1ms, aproximadamente
H = 500mL = 2500mIt/I0 = 0.8Ief = 5.106 (A) de descarga