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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.
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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.
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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>
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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.
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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/.
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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.
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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>.
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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.
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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>.
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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/>
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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.
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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.
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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.
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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.
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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.
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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.
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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.
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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.
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