b'\n_START_ARTICLE_\nEspectro electromagn\xc3\xa9tico\n_START_PARAGRAPH_\nSe denomina  espectro electromagn\xc3\xa9tico a la distribuci\xc3\xb3n energ\xc3\xa9tica del conjunto de las ondas electromagn\xc3\xa9ticas. Referido a un objeto se denomina espectro electromagn\xc3\xa9tico o simplemente espectro a la radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica que emite (espectro de emisi\xc3\xb3n) o absorbe (espectro de absorci\xc3\xb3n) una sustancia. Dicha radiaci\xc3\xb3n sirve para identificar la sustancia de manera an\xc3\xa1loga a una huella dactilar. Los espectros se pueden observar mediante espectroscopios que, adem\xc3\xa1s de permitir ver el espectro, permiten realizar medidas sobre el mismo, como son la longitud de onda, la frecuencia y la intensidad de la radiaci\xc3\xb3n._NEWLINE_ _NEWLINE_El espectro electromagn\xc3\xa9tico se extiende desde la radiaci\xc3\xb3n de menor longitud de onda, como los rayos gamma y los rayos X, pasando por la radiaci\xc3\xb3n ultravioleta, la luz visible y la radiaci\xc3\xb3n infrarroja, hasta las ondas electromagn\xc3\xa9ticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. Si bien el l\xc3\xadmite para la longitud de onda m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1a posible no ser\xc3\xada la longitud de Planck (porque el tiempo caracter\xc3\xadstico de cada modalidad de interacci\xc3\xb3n es unas 10\xc2\xb2\xe2\x81\xb0 veces mayor al instante de Planck y, en la presente etapa cosmol\xc3\xb3gica, ninguna de ellas podr\xc3\xada oscilar con la frecuencia necesaria para alcanzar aquella longitud de onda), se cree que el l\xc3\xadmite m\xc3\xa1ximo ser\xc3\xada el tama\xc3\xb1o del Universo (v\xc3\xa9ase Cosmolog\xc3\xada f\xc3\xadsica) aunque formalmente el espectro electromagn\xc3\xa9tico es infinito y continuo.\n_START_SECTION_\nRango energ\xc3\xa9tico del espectro\n_START_PARAGRAPH_\nEl espectro electromagn\xc3\xa9tico cubre longitudes de onda muy variadas. Existen frecuencias de 30 Hz y menores que son relevantes en el estudio de ciertas nebulosas.\xe2\x80\x8b Por otro lado se conocen frecuencias cercanas a 2,9\xc3\x9710\xc2\xb2\xe2\x81\xb7\xc2\xa0Hz, que han sido detectadas provenientes de fuentes astrof\xc3\xadsicas.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La energ\xc3\xada electromagn\xc3\xa9tica en una particular longitud de onda \xce\xbb (en el vac\xc3\xado) tiene una frecuencia f asociada y una energ\xc3\xada de fot\xc3\xb3n E. Por tanto, el espectro electromagn\xc3\xa9tico puede ser expresado igualmente en cualquiera de esos t\xc3\xa9rminos. Se relacionan en las siguientes ecuaciones:_NEWLINE_, o lo que es lo mismo  _NEWLINE_, o lo que es lo mismo _NEWLINE_Donde  (velocidad de la luz) y  es la constante de Planck, ._NEWLINE_Por lo tanto, las ondas electromagn\xc3\xa9ticas de alta frecuencia tienen una longitud de onda corta y mucha energ\xc3\xada mientras que las ondas de baja frecuencia tienen grandes longitudes de onda y poca energ\xc3\xada._NEWLINE_Por lo general, las radiaciones electromagn\xc3\xa9ticas se clasifican bas\xc3\xa1ndose en su longitud de la onda en ondas de radio, microondas, infrarrojos, visible \xe2\x80\x93que percibimos como luz visible\xe2\x80\x93, ultravioleta, rayos X y rayos gamma._NEWLINE_El comportamiento de las radiaciones electromagn\xc3\xa9ticas depende de su longitud de onda. Cuando la radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica interact\xc3\xbaa con \xc3\xa1tomos y mol\xc3\xa9culas puntuales, su comportamiento tambi\xc3\xa9n depende de la cantidad de energ\xc3\xada por quantum que lleve. Al igual que las ondas de sonido, la radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica puede dividirse en octavas.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La espectroscopia puede detectar una regi\xc3\xb3n mucho m\xc3\xa1s amplia del espectro electromagn\xc3\xa9tico que el rango visible de 400 a 700\xc2\xa0nm. Un espectr\xc3\xb3metro de laboratorio com\xc3\xban y corriente detecta longitudes de onda de 2 a 2500\xc2\xa0nm.\n_START_SECTION_\nInfrarrojo\n_START_PARAGRAPH_\nLas ondas infrarrojas est\xc3\xa1n en el rango de 0,7 a 1000 micr\xc3\xb3metros. La radiaci\xc3\xb3n infrarroja se asocia generalmente con el calor. Ellas son producidas por cuerpos que generan calor, aunque a veces pueden ser generadas por algunos diodos emisores de luz y algunos l\xc3\xa1seres._NEWLINE_Las se\xc3\xb1ales son usadas para algunos sistemas especiales de comunicaciones, como en astronom\xc3\xada para detectar estrellas y otros cuerpos en los que se usan detectores de calor para descubrir cuerpos m\xc3\xb3viles en la oscuridad. Tambi\xc3\xa9n se usan en los mandos a distancia de los televisores y otros aparatos, en los que un transmisor de estas ondas env\xc3\xada una se\xc3\xb1al codificada al receptor del televisor. En \xc3\xbaltimas fechas se ha estado implementando conexiones de \xc3\xa1rea local LAN por medio de dispositivos que trabajan con infrarrojos, pero debido a los nuevos est\xc3\xa1ndares de comunicaci\xc3\xb3n estas conexiones han perdido su versatilidad.\n_START_SECTION_\nUltravioleta\n_START_PARAGRAPH_\nLa luz ultravioleta cubre el intervalo de 4 a 400\xc2\xa0nm. El Sol es una importante fuente emisora de rayos en esta frecuencia, los cuales causan c\xc3\xa1ncer de piel a exposiciones prolongadas. Este tipo de onda no se usa en las telecomunicaciones, sus aplicaciones son principalmente en el campo de la medicina.\n_START_SECTION_\nRayos X\n_START_PARAGRAPH_\nLa denominaci\xc3\xb3n rayos X designa a una radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica, invisible, capaz de atravesar cuerpos opacos y de impresionar las pel\xc3\xadculas fotogr\xc3\xa1ficas. La longitud de onda est\xc3\xa1 entre 10 a 0,01 nan\xc3\xb3metros, correspondiendo a frecuencias en el rango de 30 a 30\xc2\xa0000\xc2\xa0PHz (de 50 a 5000 veces la frecuencia de la luz visible).\n_START_SECTION_\nRayos gamma\n_START_PARAGRAPH_\nLa radiaci\xc3\xb3n gamma es un tipo de radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica producida generalmente por elementos radiactivos o procesos subat\xc3\xb3micos como la aniquilaci\xc3\xb3n de un par positr\xc3\xb3n-electr\xc3\xb3n. Este tipo de radiaci\xc3\xb3n de tal magnitud tambi\xc3\xa9n es producida en fen\xc3\xb3menos astrof\xc3\xadsicos de gran violencia._NEWLINE_Debido a las altas energ\xc3\xadas que poseen, los rayos gamma constituyen un tipo de radiaci\xc3\xb3n ionizante capaz de penetrar en la materia m\xc3\xa1s profundamente que la radiaci\xc3\xb3n alfa o beta. Dada su alta energ\xc3\xada pueden causar grave da\xc3\xb1o al n\xc3\xbacleo de las c\xc3\xa9lulas, por lo que son usados para esterilizar equipos m\xc3\xa9dicos y alimentos.\n_START_SECTION_\nEfecto Doppler\n_START_PARAGRAPH_\nCuando se analiza el espectro electromagn\xc3\xa9tico de la luz de una estrella o galaxia, se puede apreciar en este un corrimiento al rojo o un corrimiento al azul es decir los colores visibles se desplazan hacia un extremo u otro del espectro visible. Esto ocurre gracias al efecto Doppler, llamado as\xc3\xad por el f\xc3\xadsico austr\xc3\xadaco Christian Andreas Doppler, es el aparente cambio de frecuencia de una onda producido por el movimiento relativo de la fuente respecto a su observador. Doppler propuso este efecto en 1842 en su tratado \xc3\x9cber das farbige Licht der Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels (Sobre el color de la luz en estrellas binarias y otros astros). _NEWLINE_En el caso del espectro visible de la radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica, si el objeto se aleja, su luz se desplaza a longitudes de onda m\xc3\xa1s largas, desplaz\xc3\xa1ndose hacia el rojo. Si el objeto se acerca, su luz presenta una longitud de onda m\xc3\xa1s corta, desplaz\xc3\xa1ndose hacia el azul. Esta desviaci\xc3\xb3n hacia el rojo o el azul es muy leve incluso para velocidades elevadas, como las velocidades relativas entre estrellas o entre galaxias, y el ojo humano no puede captarlo, solamente medirlo indirectamente utilizando instrumentos de precisi\xc3\xb3n como espectr\xc3\xb3metros. Si el objeto emisor se moviera a fracciones significativas de la velocidad de la luz, s\xc3\xad ser\xc3\xada apreciable de forma directa la variaci\xc3\xb3n de longitud de onda. _NEWLINE_El primer corrimiento al rojo Doppler fue descrito en 1848 por el f\xc3\xadsico franc\xc3\xa9s Hippolyte Fizeau, que indic\xc3\xb3 que el desplazamiento en l\xc3\xadneas espectrales visto en las estrellas era debido al efecto Doppler.  En 1868, el astr\xc3\xb3nomo brit\xc3\xa1nico William Huggins fue el primero en determinar la velocidad de una estrella alej\xc3\xa1ndose de la Tierra mediante este m\xc3\xa9todo.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La abundancia de corrimiento al rojo en el universo ha permitido crear la teor\xc3\xada de la expansi\xc3\xb3n del universo. El corrimiento al azul del espectro, se observa en la galaxia de Andr\xc3\xb3meda lo que indica que se acerca y en algunos brazos de galaxias lo que permite descubrir su giro.'