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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