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ESTUDIOS EN EL CAMPO DE LA ESPECTROSCOPÍA SORIN CONSTANTIN VOLOCARU MARIO GÓMEZ GUTIÉRREZ Estudios en el campo de la espectroscopía Estudios en el campo de la espectrografía Sorin Constantin Volocaru Mario Gómez Gutiérrez Este trabajo ha sido realizado en el marco del programa Investigación en Bachillerato en el Instituto de Educación Secundaria Juan Gris Tutor: Gregorio Rosa Palacios Móstoles, enero de 2015 2 Estudios en el campo de la espectroscopía Índice 1. Agradecimientos……………………………………………………… 4 2. Introducción y objetivos..……………………………………………. 5 3. Evolución estelar……………………………………………………... 7 4. Conceptos básicos sobre espectroscopía……………………………... 10 5. Comparativa de bandas ………………………………………………. 13 6. Montaje experimental………………………………………………... 17 7. Análisis estelar teórico……………………………………………….. 19 8. Resultados del análisis estelar ………………………………………... 25 9. Fotografías…………………………………………………………… 29 10. Conclusión………………………………………………………… 32 3 Estudios en el campo de la espectroscopía 1. Agradecimientos Antes de comenzar este trabajo nos gustaría agradecer a las personas que nos han estado apoyando y al centro que nos permitió realizar la investigación prestándonos amablemente sus recursos. Damos las gracias, por tanto, a IES Juan Gris, a sus profesores, compañeros, auxiliares de control y demás personal que nos han estado supervisando. Agradecemos a los profesores integrantes del departamento de Física: Goyo, Enrique e Inés por habernos aconsejado y ayudado en la recogida de información tanto como el permitir la utilización de los medios del laboratorio. Damos las gracias a nuestro compañero Raúl Rodríguez por acompañarnos en nuestro viaje y ayudarnos en su tiempo libre. Por último agradecemos a nuestras familias por apoyarnos y aconsejarnos. 4 Estudios en el campo de la espectroscopía 2. Introducción y objetivos Si observamos el firmamento aparentemente las estrellas son todas iguales o muy parecidas, salvo por la diferencia de brillo. Sin embargo, una mirada más detallada nos revela diferencias muy sustanciales entre todas ellas. De hecho ha habido distintas formas de agruparlas a lo largo de la historia. Con cada avance han aparecido nuevos métodos de clasificación que rápidamente quedan obsoletos debido a la constante aparición de nuevos ejemplos. El estudio de las estrellas es muy antiguo ya que los griegos fueron de los primeros en hacer una clasificación en función de su brillo, a lo que llamamos magnitud estelar. Desde entonces hasta hoy la astronomía ha progresado enormemente. Y su principal herramienta es la observación directa y su registro mediante cámaras fotográficas espectrografía, infrarrojos, ultravioleta, etc. Debido a la gran cantidad de astros que componen el universo, los astrónomos profesionales no pueden estudiarlos todos. Es por ello por lo que los aficionados nos encontramos con una gran oportunidad para aportar nuestro granito de arena a esta rama de la ciencia. Aunque no contemos con los instrumentos usados por los profesionales, utilizando otros métodos podemos conseguir unos buenos resultados en campos poco estudiados de la astronomía. 5 Estudios en el campo de la espectroscopía La espectrometría es, sin ninguna duda, la rama de la Astronomía que más conocimiento ha aportado a los astrónomos. En el IES Juan Gris se ha trabajado varios años en este campo. En el año 2011 se abordó esta cuestión con el trabajo “Coordenadas Estelares, el color de las estrellas1”. El año siguiente se realizaron los primeros espectros, recogidos en el trabajo “Espectros Estelares2”. Este trabajo supone una continuación de dicho estudio, ahondando en la teoría y las herramientas que se utilizan en la adquisición y el análisis de los espectros. El trabajo que aquí se presenta tiene como principal objetivo el desarrollo de técnicas de espectroscopía en el entorno escolar. Debido a las limitaciones propias de un instituto de secundaria el equipo investigador se ha visto obligado a buscar aquellos métodos que aporten resultados positivos a un bajo coste. Además se ha perseguido el hacerlo a un nivel acorde con los conocimientos de un alumno de Bachillerato, ya que algunas técnicas más avanzadas están fuera del alcance de un alumno de este nivel, tanto por el aspecto económico como por el nivel de conocimientos. A lo largo del trabajo se van a explorar los siguientes conceptos, algunos teóricos y otros experimentales: Evolución estelar Conceptos básicos sobre espectroscopía Comparativa de bandas espectrales Montaje experimental Análisis espectroscópico Resultados Fotografías Conclusión 1 Coordenadas estelares, el color de las estrellas. 2011; Jorge Domínguez, Víctor Cardenal y Raúl Rodríguez; coordinador Gregorio Rosa Palacios. <http://www.educa2.madrid.org/web/gregorio.rosa/astronomia/trabajos> 2 Espectros estelares. 2012; Jorge Domínguez, Víctor Cardenal, Sergio Ramos y Raúl Rodríguez; coordinador Gregorio Rosa Palacios. <http://www.educa2.madrid.org/web/gregorio.rosa/astronomia/trabajos> 6 Estudios en el campo de la espectroscopía 3. Evolución estelar Las estrellas se forman a partir de nubes de gas y polvo que se colapsan por la acción de la gravedad. Este colapso se detiene cuando la presión del gas contrarresta la gravitación. Cuando se alcanza este equilibrio, la temperatura interior no es lo suficientemente alta como para que se inicien las reacciones nucleares de forma estable, pero si lo suficiente para que los átomos de hidrógeno y de helio de su interior estén ionizados. Se ha formado una protoestrella. En este momento, la energía emitida por la estrella proviene de la energía gravitatoria. Puede llegar un momento en el que la temperatura se hace tan elevada que se inicien las reacciones nucleares. La estrella ha llegado a la secuencia principal. A medida que se contrae, comienza a desarrollarse un núcleo radiactivo que va creciendo y puede llegar a ocupar toda la estrella. La temperatura central aumenta y las reacciones nucleares comienzan a tener más importancia en la generación de energía. Se forma carbono y nitrógeno. No todos los objetos que se formaron por el colapso gravitatorio llegan a la secuencia principal. Si la masa es inferior a 0.08 masas solares, la temperatura no es lo suficientemente alta como para quemar hidrógeno y la temperatura empieza a descender. 7 Estudios en el campo de la espectroscopía Se forma una enana marrón que brilla en el infrarrojo. Si la masa es demasiado grande, en la etapa de contracción se producirá la expulsión de la materia. Una vez en la secuencia principal, las estrellas obtienen energía de la transformación del hidrógeno en helio que tiene lugar en el núcleo. Cuando la cantidad de hidrógeno de la estrella disminuye, baja su temperatura y aumenta su radio. La transición se produce debido a una contracción del núcleo estelar y una expansión de la envoltura gaseosa. Esta transición se lleva a cabo mucho más rápido en estrellas de mayor masa y cuesta encontrar estrellas que estén pasando por esta fase. La estrella se convierte así en una gigante roja. Figura 1: Concepción actual de la evolución estelar. Fuente: NASA http://www.cosmonoticias.org/tag/evolucion-estelar/page/2/. 8 Estudios en el campo de la espectroscopía La evolución posterior de la estrella depende mucho de su masa. Las estrellas de masas reducidas desarrollan un núcleo de helio de alta densidad. Cuando se quema el helio, el calor generado no hace aumentar lo suficiente la presión como para expandir el núcleo y regular la subida de la temperatura. Se comienza a quemar el helio a gran velocidad, se libera una cantidad enorme de energía y se expande el núcleo. Es lo que se conoce como flash de helio. La estrella puede perder parte de su masa. Si esto ocurre, la estrella quema helio en un régimen estable en el núcleo, y alrededor de este se forma una capa de hidrógeno. Cuando se agota el helio del núcleo, aumenta la luminosidad y aparecen inestabilidades que producen un gran viento estelar que termina con la expulsión de gran parte de la envoltura de hidrógeno. El núcleo solo contiene oxígeno y carbono. Se forma una enana blanca. Si la estrella pose una masa inferior a 9 masas solares y no ha perdido masa durante la combustión del helio, se produce una combustión del carbono, que puede causar una explosión tan violenta que toda la estrella estalle. Se produce una supernova. Cuando se forma la enana blanca, su posterior evolución consiste en un enfriamiento gradual. Si esta enana blanca está en un sistema binario y la estrella compañera transfiere masa a la enana blanca, se produciría la combustión del carbono y el oxígeno. Si ocurre esto, se liberaría tanta energía que destruiría la estrella formando una supernova. Las estrellas con más de 9 masas solares, pasan por todas las etapas de combustión adquiriendo una estructura en capas, como las de una cebolla, en las que se producen reacciones nucleares. El núcleo interno está formado por hierro, que al rebasar una cierta masa se colapsa. Este produce una onda de choque que proyecta al espacio toda la envoltura de la estrella en una explosión de supernova. El núcleo no es expulsado y constituye un objeto muy denso conocido como estrella de neutrones. Si la onda de choque formada en la explosión de supernova no es capaz de expulsar toda la envoltura, puede quedar un residuo que siga colapsándose sin posibilidad de detenerse. Entonces se forma un agujero negro, un objeto con una gravedad tan alta que no deja escapar ni siquiera a la luz. 9 Estudios en el campo de la espectroscopía 4. Conceptos básicos sobre espectroscopía Un espectro es la radiación electromagnética que emite un cuerpo. Según la longitud de onda, recibe distintos nombres: Rayos Gamma Rayos X Ultravioleta Luz visible Infrarrojos Microondas Ondas de radio Figura 2: Espectro electromagnético. <es.wikipedia.org>. 10 Estudios en el campo de la espectroscopía Su análisis nos permite, entre otras cosas, saber de qué sustancias está formado un cuerpo. Observando el lugar que ocupen las distintas líneas de absorción o de emisión podemos deducir que sustancia las ha producido. Figura 3: Espectros de absorción y de emisión <www.astrofisicayfisica.com>. Una línea espectral es una zona oscura o brillante en un espectro, resultado de un exceso (líneas de emisión) o una carencia (líneas de absorción) de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. La espectroscopía es una de las herramientas más utilizadas para el análisis de los espectros. Existen diversas formas de obtener un espectro. Una de ellos se basa en la difracción. Este es un fenómeno físico que sufren las ondas que consiste en la desviación de las mismas al encontrarse con un obstáculo o al pasar por alguna rendija. Esto es lo que le pasa a la luz al atravesar una red de difracción, y el resultado de esto es la aparición de un espectro con las correspondientes líneas espectrales El espectro de una estrella contiene numerosas líneas de absorción causadas por transiciones atómicas. Según las características de estas líneas, las estrellas pueden ser clasificadas en diferentes tipos espectrales. Hay una relación entre la intensidad de las líneas con la temperatura. Cada tipo espectral se divide en 10 subtipos. 11 Estudios en el campo de la espectroscopía Tabla 1: Tipos espectrales. La ley del desplazamiento de Wien es una ley física que establece una relación entre la longitud de onda en la que se produce el pico de emisión en el espectro de un cuerpo negro y su temperatura. Un cuerpo negro es un objeto teórico ideal que absorbe toda la luz y toda la energía que incide sobre él sin que se refleje o atraviese. Las estrellas presentan un comportamiento muy similar a estos cuerpos. La materia emite energía electromagnética en forma de ondas (incluso en el vacío). Esta relación es inversamente proporcional a la temperatura, y queda recogida en la ecuación [1]. [1] T es la temperatura en Kelvin (K) y λmax la longitud de onda del pico en metros (m). La constante c de Wien (0,0028976) viene definida en Kelvin por metro. Figura 4: Diagrama de la ley de Wien <es.wikipedia.org>. 12 Estudios en el campo de la espectroscopía 5. Comparativa de bandas Un astro estudiado anteriormente por los alumnos del IES Juan Gris ha sido la estrella doble HLM 433. Las componentes de este sistema presentan una notable diferencia entre sus magnitudes. Una de ellas, la componente B, posee la particularidad de ser una estrella de carbono. Al comparar sus magnitudes en fotografías obtenidas en la banda visual podemos observar una clara diferencia de brillo entre la componente A y B siendo A más brillante, aunque a medida que nos desplazamos hacia la banda infrarroja la segunda componente aumenta en brillo y disminuye en magnitud. 3 Estudio de sistemas estelares dobles. 2010; Miguel Gómez; coordinador Gregorio Rosa Palacios. Publicado en El Observador de Estrellas Dobles nº6 <https://elobservadordeestrellasdobles.wordpress.com/> 13 Estudios en el campo de la espectroscopía Figura 5a: Placa del sistema HLM 43 en la banda V (Óptico). Imagen obtenida del Centro de datos de Estrasburgo. Disponible en http://cds.u-strasbg.fr/. Figura 5b: Placa del sistema HLM en la banda infrarroja K. Imagen obtenida del Centro de datos de Estrasburgo. Disponible en http://cds.u-strasbg.fr/. En este sistema doble, la estrella de carbono es la secundaria, con un brillo notablemente menor en el visible. No obstante, cuando se observa en el infrarrojo, se puede comprobar que la secundaria es mucho más brillante. Esta es una característica de estos astros. Son muy fríos, con temperaturas incluso menores a 3000 K en muchos casos, lo que provoca que sus máximos de emisión se produzcan en el infrarrojo. Cuando la estrella se observa a simple vista se puede apreciar claramente el marcado carácter rojizo, especialmente en comparación con su compañera, un astro de tipo B y una temperatura cercana a los 15000 K. Figura 6: Fotografía de HLM 43, tomada con una camara reflex Canon 350D y un telescopio Meade LX 200. Figura 7: Código QR que dirige a un video sobre una simulación virtual realizada con Blender de una estrella de carbono. Autor: Sorin Constantin Volocaru 14 Estudios en el campo de la espectroscopía A partir de la base de datos del CDS (Centre de Données astronomiques de 4 Strasbourg) se puede obtener multitud de datos de una gran cantidad de estrellas. A continuación se muestran las magnitudes en distintas bandas de algunas estrellas de carbono. Todas ellas confirman lo que se ha expuesto previamente, que disminuye su magnitud cuando pasamos del visible al infrarrojo, como corresponde a estrellas frías con temperaturas menores de 3000 K. Bandas U B V R I J H K La Superba 14.03 7.41 4.87 3.12 1.74 0.75 -0.23 -0.81 UU Aurigae Sin datos 7.89 5.25 3.31 1.90 1.07 -0.01 -0.44 X Cancri Sin datos 9.63 6.40 4.29 2.90 2.01 0.88 0.25 Y Tauri 15.71 9.90 6.90 4.69 3.19 2.05 0.81 0.27 W Orionis 16.36 9.52 6.10 3.83 2.35 1.34 0.35 -0.28 U Antliae 15.32 8.22 5.38 3.18 1.86 1.28 0.08 -0.51 Estrellas Tabla 2: Datos de magnitudes de varias estrellas en distintas bandas. Disponibles en < http://simbad.ustrasbg.fr/simbad/sim-fbasic>. Dependiendo de la longitud de onda en la que haya sido tomada una imagen, las estrellas pueden ser vistas de una manera muy distinta. Esto depende del espectro de cada estrella, y en función de dónde estén sus valores máximo (visible, infrarrojo, ultravioleta, etc.) mostrará una mayor intensidad en una de estas bandas. A continuación se puede ver unos ejemplos de cómo se ven algunas estrellas de distinto tipo espectral en distintas longitudes de onda: 4 http://cdsweb.u-strasbg.fr/ 15 Estudios en el campo de la espectroscopía Figura 8: Fotografías de la estrella AQ Andromedae tipo C en distintas longitudes de onda, es decir, en distintas bandas, de izquierda a derecha: J, E, N, H. Obtenidas del CDS < http://cdsweb.u-strasbg.fr/>. 490nm 650nm 830nm 1240nm Figura 9: Fotografías de la estrella Mirfak tipo F en distintas bandas, de izquierda a derecha: J, F, N, J. Obtenidas del CDS < http://cdsweb.u-strasbg.fr/>. 630nm 800nm Figura 10: Fotografías de la estrella Spica tipo B en distintas bandas, de izquierda a derecha: ER, I. Obtenidas del CDS < http://cdsweb.u-strasbg.fr/>. 16 Estudios en el campo de la espectroscopía 6. Montaje experimental Se ha realizado un montaje experimental para comprobar como actúan las ondas de luz al atravesar una red de difracción. Estas sufren un cambio debido al fenómeno de la difracción explicado anteriormente. Se han llevado a cabo dos experimentos en el laboratorio para observar dicho fenómeno. En el primero se observará que ocurre cuando las ondas presentan una gran longitud, y en el segundo, cuando solo son de una determinada longitud de onda. Figura 11: Difraccion de la luz solar. 17 Estudios en el campo de la espectroscopía En este caso se ha descompuesto la luz blanca solar haciéndola pasar por una red de difracción de 600 líneas/mm. Esta nos muestra su espectro visible, comprendido entre los 400 y 700 nm. En la figura 11 se puede contemplar el espectro producido, aunque no pueden observarse líneas de absorción (las correspondientes a la luz solar y a la atmósfera) debido a que en este experimento no se puede conseguir la suficiente resolución para que estas sean visibles. Figura 12: Difracción de láser. En el montaje de la figura 12 se ha hecho pasar un haz láser de 532nm por una red de difracción de 600 líneas/mm. Al emitir este en una única longitud de onda (532nm), no muestra un espectro completo como en el caso anterior, sino que tan solo aparecen los distintos máximos correspondientes a esa longitud de onda. 18 Estudios en el campo de la espectroscopía 7. Análisis estelar teórico Para la obtención de los espectros estelares se ha utilizado un telescopio tipo Newton, con una focal de 1000 mm, una apertura de 200 mm y número F 5. Se sitúa sobre una montura de tipo ecuatorial con un seguimiento automático. En el foco primario se ha conectado directamente una cámara CCD modelo QHY6. Esta es una cámara específica para astronomía (Figura 14). En el sensor de la cámara se ha acoplado una red de difracción de 100 Figura 13: Telescopio utilizado. líneas/mm con el objetivo de que en las imágenes obtenidas se observen la estrella y su correspondiente espectro. Figura 14: Cámara CDS utilizada con red de difracción acoplada. 19 Estudios en el campo de la espectroscopía Las imágenes obtenidas tienen la siguiente forma, en las que se puede apreciar la estrella con los espectros correspondientes al primer máximo de emisión. Figura 15: Espectro de Vega. Con el software de libre distribución FV se ha captado el perfil de uno de los espectros, de forma que se cuantifique la cantidad de luz que hay en cada píxel. Figura 16: Captura de pantalla del software FV. 20 Estudios en el campo de la espectroscopía La figura 17 representa una captura de pantalla que muestra cómo se utiliza el FV a la hora de convertir las imágenes en gráficas. En la parte inferior izquierda se puede observar la fotografía de la estrella y su espectro, y sobre ella una línea azul. Esta ha sido utilizada para indicar al programa que franja de datos debe incluir en su gráfica. A su derecha se encuentra la gráfica resultante, que se exportará a un formato de documento de texto (valores numéricos únicamente), para poder utilizarla en otros programas. La gráfica muestra dos grandes picos. El primero es el perteneciente al máximo principal de difracción con todas las longitudes de onda de la estrella, el cual será utilizado tan solo como referencia durante el análisis. El segundo es el relativo al primer máximo de difracción que separa todas las longitudes de onda, y el que será analizado. En este caso se puede observar que la parte superior del pico del espectro tiene una forma plana. Esto quiere decir que la cámara se ha saturado en el momento de tomar la imagen, por lo que esta imagen no es válida para el análisis. A continuación se mostrará una imagen válida que no esté saturada. Figura 17: Captura de pantalla del software FV. 21 Estudios en el campo de la espectroscopía Estos datos son llevados a una hoja de cálculo (Excel) de forma que se obtenga una gráfica que relacione la intensidad de flujo (cantidad de radiación que llega desde la estrella) con los píxeles. Posteriormente se normaliza de forma que el máximo flujo de la parte del espectro se corresponda con 1 con el objetivo de espectros de distintas fuentes. En el eje X se representa la distancia en píxeles desde el origen de la gráfica, que es el máximo principal de la figura de difracción. En el eje Y se encuentra el flujo normalizado correspondiente a cada píxel. Vega 1,2 Flujo normalizado 1 0,8 0,6 0,4 0,2 0 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110 120 130 140 150 160 170 180 Distancia Píxeles Figura 18: Gráfica del espectro de Vega sin calibrar. Una vez obtenida la gráfica es necesario calibrar el sistema experimental y obtener la relación entre los píxeles de la cámara y la longitud de onda. Para ello se ha utilizado la ecuación principal de la red de difracción: [2] d sen N Donde d es el espaciado de la red de difracción, λ la longitud de onda y N el orden del máximo de difracción (en nuestro caso N=1). sen a b α b Sensor de la cámara Figura 19: Explicación del sena de la ecuación [2]. 22 a a 2 b2 1010 2 a [3] [4] Estudios en el campo de la espectroscopía Si se conoce la posición en píxeles (α) de una de las líneas de absorción con una longitud de onda determinada, se puede despejar b (distancia en píxeles entre el sensor de la cámara y el máximo principal de la estrella) en la expresión [4], y una vez calculado este dato se puede asignar una longitud de onda a cada uno de los píxeles sustituyendo la a y la b en una tabla de valores, donde el término dependiente sea λ. Figura 20: Espectro de la estrella Vega obtenido del software Visual Spec. Se ha tomado como referencia un espectro ya analizado de la estrella Vega procedente del software de libre distribución Visual Spec. En él se han encontrado una serie de picos pertenecientes a las líneas de absorción del hidrógeno. Se ha comprobado que nuestra gráfica mostraba el mismo pico en el píxel número 87. Posteriormente se ha realizado una tabla para comprobar los posibles valores de b. Con los valores resultantes se ha ido observando si coincidían los distintos picos con la línea de absorción correspondiente. Tras varias comprobaciones, se ha podido determinar el valor correcto de b. 23 Estudios en el campo de la espectroscopía Una vez se ha calibrado la gráfica, se pueden observar los distintos picos que estén presentes en ella. Cada uno de ellos nos indicará un elemento químico que esté presente en la superficie de la estrella, aunque también habrá algunos de nuestra atmósfera, debido a que la radiación ha tenido que atravesarla para llegar al telescopio. Para ello nos fijaremos en unas tablas que recogen los valores de la longitud de onda de las líneas espectrales más comunes, las llamadas líneas de Fraunhofer, que hacen referencia a todos los elementos, y las de Balmer, las cuales se refieren a las distintas líneas producidas por el hidrógeno al pasar los electrones al segundo nivel energético. O2 822,696 Mg 518,362 Fe 430,79 O2 759,37 Mg 517,27 Ca 430,774 O2 686,719 Fe 516,751 H δ 410,175 Hα 656,281 Mg 516,733 Ca+ 396,847 O2 627,661 Fe 495,761 Fe 382,044 Na 589,592 H β 486,134 H 364,6 Na 588,995 Fe 466,814 Fe 358,121 He 587,565 Fe 438,355 Fe 302,108 Fe 527,039 H γ 434,047 Ni 299,444 Tabla 3: Líneas de Fraunhofer, longitudes de onda en nm relativas a las líneas de emisión de diversos elementos. 24 Estudios en el campo de la espectroscopía 8. Resultados del análisis estelar Se han estudiado tres estrellas (Vega y las dos componentes de Albireo). Se ha realizado un análisis espectral para conocer algunos de sus componentes, así como para comparar sus espectros. Los resultados son los siguientes: La primera estrella analizada es Vega, de tipo espectral A y con una temperatura superficial aproximada de 9600K. En la siguiente figura se muestra la imagen que se ha obtenido de Vega, y a continuación, la gráfica con los distintos elementos hallados. Figura 21: Espectro de Vega. 25 Estudios en el campo de la espectroscopía 1,2 1 Vega 0,8 H H 0,6 Ca O3 Na H 0,4 0,2 0 2000 H 3000 4000 5000 6000 7000 8000 Figura 22: Gráfico del espectro de Vega y elementos asociados a los diferentes picos. Al ser de tipo espectral A, las líneas que mejor se aprecian son las del hidrógeno, pertenecientes a las líneas de Balmer, las únicas que se encuentran en la parte visible del espectro. Además se observan otros componentes como el calcio, el sodio y el ozono, este último procedente de la atmósfera terrestre. También se ha estudiado una estrella doble, Albireo, con sus componentes A (la de arriba) y B (la de abajo). La componente A es de tipo espectral K y su temperatura superficial es de unos 4400K. La componente B es de tipo espectral B y su temperatura aproximada es de 12100K. Primero se encuentra la fotografía tomada con el telescopio y la red de difracción y a continuación las gráficas analizadas. Figura 23: Espectro de Albireo (componentes A y B). 26 Estudios en el campo de la espectroscopía 1,2 1 Albireo A 0,8 H O3 0,6 H H H F e, Mg Fe 0,4 Na 0,2 0 2000 3000 4000 5000 6000 7000 8000 9000 Figura 24: Gráfico del espectro de Albireo A y elementos asociados a los diferentes picos. En esta gráfica se vuelven a observar muy bien las líneas de Balmer pertenecientes al hidrógeno, pero al ser de tipo espectral K se pueden apreciar muchos más metales visibles, como es el caso del hierro, magnesio y sodio. Además se encuentra presente la línea del ozono atmosférico. 1,2 1 Albireo B 0,8 Fe 0,6 H H H He H 0,4 0,2 0 2000 3000 4000 5000 6000 7000 8000 9000 Figura 25: Gráfico del espectro de Albireo B y elementos asociados a los diferentes picos. Esta es la gráfica correspondiente a la segunda componente de Albireo. Al ser de tipo espectral B las líneas más marcadas son las del hidrógeno de la serie de Balmer y la del helio. También se puede observar algún metal, como el hierro. Una vez analizadas las estrellas por separado, se han comparado sus espectros. Se observa que la estrella más caliente (Albireo B, 12100K) es la que tiene la gráfica de su 27 Estudios en el campo de la espectroscopía espectro más desplazada hacia la izquierda. Muy próxima pero algo desplazada hacia la derecha se encuentra la gráfica del espectro de una estrella un poco más fría, Vega, cuya temperatura superficial es de 9600K. Por último y mucho más alejada está Albireo B, una estrella mucho más fría que las otras dos, con una temperatura aproximada de 4400K. 1,2 1 Vega 0,6 Albireo A Albiero B 0,4 0,2 Longitud de onda (Ǻ) Figura 26: Gráfica comparativa de los espectros de Vega y Albireo. 28 8000 7000 6000 5000 4000 3000 0 2000 Flujo normalizado 0,8 Estudios en el campo de la espectroscopía 9. Fotografías Para poder diferenciar los distintos tipos de estrellas y analizar su composición interna podemos utilizar la espectroscopia y con los medios a nuestro alcance hemos obtenido una idea de lo que los profesionales experimentan al examinar detalladamente una estrella. Aquí están algunos frutos en forma de gráficos e imágenes de lo que hemos apreciado: Figura 27: Fotografías de la estrella 21 Vir tipo A, la primera con una exposición de 5s y la segunda con una red acoplada a la cámara. Se puede observar en la segunda la alineación incorrecta de los máximos lo que supone un error a la hora de analizar. 29 Estudios en el campo de la espectroscopía Figura 28: Fotografías de la estrella Alkaid tipo B, la primera con una exposición de 2s y la segunda con una red acoplada a la cámara. Se puede observar en la segunda la alineación incorrecta de los máximos lo que supone un error a la hora de analizar. Figura 29: Fotografías de Cor Caroli, una estrella doble con componentes de tipo A y F en distintos filtros de color de izquierda a derecha: verde, azul, rojo con una exposición de 15s y sus respectivas longitudes de onda: 520nm, 450nm, 625nm. 30 Estudios en el campo de la espectroscopía Figura 30: Fotografías de La Superba, una estrella de carbono de tipo C en distintos filtros de color, y la última con una red de difracción acoplada a la cámara. De izquierda a derecha: rojo, verde, azul y longitudes de onda: 625nm, 520nm y 450nm. La cuarta fotografía es un ejemplo del error obtenido al no alinear la red. Se puede observar que el máximo de la derecha es más energético que el de la izquierda además de no estar horizontalmente alineado. Eso se refleja a la hora de analizar el espectro en las gráficas ya que los resultados no son exactos y la gráfica se deforma. 31 Estudios en el campo de la espectroscopía 10. Conclusión Se puede afirmar que las estrellas con una mayor temperatura superficial emiten una mayor cantidad de radiación en las bandas espectrales con una menor longitud de onda, debido a que el espectro de dichas estrellas se desarrolla principalmente en el visible (con más intensidad en la parte azul) y en el ultravioleta. Por el contrario, las estrellas con una temperatura superficial más baja tienden a desplazar su espectro de emisión al infrarrojo. Esto ha podido ser observado tanto en la comparativa de bandas como en la comparativa de las gráficas espectrales. La espectroscopia es una herramienta muy útil para el análisis de las estrellas y el montaje necesario para realizarlo se encuentra al alcance de los astrónomos aficionados. Es por ello por lo que se ha podido cumplir con el objetivo principal del trabajo de desarrollar métodos de análisis espectrales en el entorno académico. 32