ESPECTROSCOPIA CON ESPECTROSCOPIA CON CCD. CCD.

DIFRACCIÓN

ESPECTRO LUZ SOLAR

ESPECTRO HIDRÓGENO

HELIO

CARBONO

ESPECTRO DEL MERCURIO

ESPECTRO DEL NITROGENO

RED DIFRACCION

PODER DE RESOLUCIONPROPORCIONAL A L/mm

Espectros de una lampara de neon obtenido con webcam

Espectro del mercurio obtenido con webcam

Espectro de una lámpara de neonObtenido con webcam

El telescopio espacial usaUna rejilla de difracción de alta resolución

DISTRIBUCIÓN DE ENERGÍA EN LOS ESPECTROS ESTELARES

Las temperaturas superficiales se las estrellas se determinan en función de su espectro.

El color de las estrellas es muy variable, algunas son resplandecientes,como la roja, Antares, en el corazón de Escorpión, o Aldebarán, en el

ojo derecho de Tauro.

El color de una estrella guarda relación con su temperatura superficial.las estrellas frías cuyas temperaturas están en los 3,000 grados K, aparecen

Rojas; estrellas amarillas como nuestro sol tienen una temperatura deunos 6,000 K. Las estrellas blancas o blacoazuladas tienen una temperatura

superficial de unos 10,000 K o mas.

Su color aparente depende de la su distribución espectral. A medida que latemperatura se eleva, el máximo en su espectro se desplaza hacia las

ondas mas cortas.

Las estrellas están divididas según su temperatura en varias clases espectrales

que vienen indicadas por letras mayúsculas O, B, A, F, G, K, M. La clasificación

se basa en la estructura del espectro y particularmente, en la presencia de rayas

espectrales correspondientes a ciertos átomos.

EFECTO DOPPLERLo que medimos en el telescopio es un cambio en la longitud de onda de la luz que viene desde una estrella en el transcurso de dias, meses y años. Este cambio de longitud de onda es el efecto Doppler de la luz, resultado de que la estrella orbite un centro común de masas con un planeta compañero.

Desplazamiento al rojo

ALEJAMIENTODE LAS GALAXIAS

fin