Download Espectroscopia con CCD - FCFM-BUAP

ESPECTROSCOPIA CON
CCD.
ESPECTRO LUZ SOLAR
ESPECTRO HIDRÓGENO
DIFRACCIÓN
HELIO
CARBONO
ESPECTRO DEL MERCURIO
RED DIFRACCION
ESPECTRO DEL NITROGENO
PODER DE RESOLUCION
PROPORCIONAL A L/mm
Espectros de una lampara de neon
obtenido con webcam
Espectro del mercurio obtenido con webcam
Espectro de una lámpara de neon
Obtenido con webcam
El telescopio espacial usa
Una 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 de
unos 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 la
temperatura 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 DOPPLER
Lo 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
ALEJAMIENTO
DE LAS GALAXIAS
fin