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Espectroscopia estelar con webcam. Posible uso de una webcam y una red de difracción para el análisis espectroscópico estelar. Que es la luz ?.

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espectroscopia estelar con webcam

Espectroscopia estelar con webcam

Posible uso de una webcam y una red de difracción para el análisis espectroscópico estelar.

que es la luz
Que es la luz ?
  • La luz (del latínlux, lucis) es una onda electromagnética, compuesta por partículas energizadas llamadas fotones, capaz de ser percibida por el ojo humano y cuya frecuencia o energía determina su color.

Espectro electromagnético

  • En términos generales, el espectro electromagnético abarca, según un orden creciente de frecuencia:
    • las de radio
    • las microondas
    • los rayos infrarrojos
    • la luz visible
    • la radiación ultravioleta
    • los rayos X
    • los rayos gamma.
el espectro visible
El espectro visible

La luz visible(al ojo humano) forma parte de una estrecha franja que va desde longitudes de onda de 380 nm (violeta) hasta los 780 nm (rojo). Los colores del espectro se ordenan como en el arco iris, formando el llamado espectro visible.

Frecuencia y longitud de onda se relacionan por la expresión:

donde c es la velocidad de la luz en el vacío, frecuencia f ó ν, y longitud de onda λ.

espectroscopia para que sirve
Espectroscopia ... Para que sirve?

La espectroscopia se puede usar para averiguar muchas propiedades de estrellas y galaxias distantes, tales como su composición química y movimiento, mediante efecto Doppler

Espectro solar de alta resolución que muestra miles de líneas de absorción elementales (líneas de Fraunhofer).

espectroscopia doppler
Espectroscopia Doppler

A.- .- Las líneas del espectro de una estrella que se mueve alejándose de la Tierra se desplazan a longitudes de onda más largas (corrimiento al rojo) Por su parte, las líneas del espectro de una estrella que se acerca a la Tierra, lo hace hacia longitudes de onda más cortas (corrimiento al azul).

B.-Una lámpara ubicada dentro del telescopio sirve como un espectro comparativo para permitir que los desplazamientos de las longitudes de onda de la luz de las estrellas sea detectada.

modelo at mico de niels bohr
Modelo atómico de Niels Bohr

En 1913 Niels Bohr discípulo de Rutherford propone un nuevo modelo para el átomo de Hidrógeno aplicando acertadamente la teoría Cuántica de la radiación de Planck. Su modelo está basado en los siguientes postulados:

El átomo de hidrógeno consta de un núcleo (+) y a su alrededor gira en forma circular un electrón (-), de tal manera que la fuerza centrífuga contrarreste la fuerza de atracción electrostática.

El electrón sólo gira en determinadas órbitas de radios definidos, llamados también niveles cuantificados de energía.

niveles de energ a
Niveles de energía

Mientras los electrones permanezcan en un mismo nivel de energía (llamados estados estacionarios por Bohr) no ganan ni pierden energía.

Un electrón puede cambiar de un nivel a otro dentro de un mismo átomo ganando o perdiendo una cantidad de energía igual a la diferencia existente entre ambos estados. De este modo, todo cambio energético del electrón corresponderá a saltos que haga entre los estados estacionarios. Un átomo sólo emite energía cuando un electrón salta de un nivel de energía superior a otro inferior y absorbe energía en caso contrario. La energía emitida o absorbida por el átomo recibe el nombre de fotón o cuanto de luz.

La línea roja en el espectro atómico es causada por el salto del electrón de la tercera a la segunda órbita

  • Mientras los electrones permanezcan en un mismo nivel de energía (llamados estados estacionarios por Bohr) no ganan ni pierden energía.
evoluci n del modelo at mico
Evolución del modelo atómico
  • En 1924 Louis de Broglie (Premio Nobel 1921) propuso que el electrón tendría propiedades ondulatorias y de partícula (al igual que la energía lumínica).
  • En 1926 Werner Heisenberg (1901-1976) formula el Principio de Incertidumbre, el cual establece que es imposible determinar simultáneamente la posición y la velocidad exacta de un electrón.
  • En 1927 Erwin Schrodinger (1887-1961) propone una ecuación matemática que da al electrón el carácter de onda y de partícula simultáneamente, ya que incluye la masa del electrón y una expresión que puede considerarse la amplitud de la onda de dicha partícula. La ecuación de Schrodinger da la posición más probable del electrón en un átomo de hidrógeno, pero también establece que se le puede encontrar en otras posiciones. En la actualidad se emplean cálculos probabilísticas para describir la posición, la velocidad y la energía de los electrones en el átomo
algunas caracter sticas

Tipo Espectral

Temperatura (Kelvin)

Líneas Espectrales

O

28,000 - 50,000

Helio ionizadoI

B

10,000 - 28,000

Helio, algo de Hidrógeno

A

7500 - 10,000

Hidrógeno fuerte, algunos metales ionizados

F

6000 - 7500

Hidrógeno, Calcio ionizado (marcados con H y K en el espectro) e Hierro

G

5000 - 6000

Metales neutros e ionizados, especialmente Calcio; banda G fuerte

K

3500 - 5000

Metales neutros, Sodio

M

2500 - 3500

Oxido de Titanio fuerte, Sodio muy fuerte

Algunas características
estrellas
Estrellas

La espectroscopia astronómica comienza con las observaciones iniciales de Isaac Newton de la luz del Sol, dispersada por un prisma. Observó un arco iris de color, y quizá incluso líneas de absorción. Estas bandas oscuras que aparecen en el espectro solar las describió por primera vez en detalle Joseph von Fraunhofer. La mayoría de espectros estelares comparten estas dos características dominantes del espectro solar: emisión en todas las longitudes de onda del espectro óptico (el continuum) con varias líneas de absorción discretas superpuestas.

denominaciones originales de fraunhofer 1817 para las l neas de absorci n del espectro solar

Letra

Origen químico

Longitud de onda

(nm)

A

759,37

O2 atmosférico

B

686,72

O2 atmosférico

C

656,28

hidrógeno alpha

D1

589,59

sodio neutro

D2

589,00

sodio neutro

E

526,96

hierro neutro

F

486,13

hidrógeno beta

G

431,42

molécula CH

H

396,85

calcio ionizado

K

393,37

calcio ionizado

Denominaciones originales de Fraunhofer (1817) para las líneas de absorción del espectro solar
que podemos obtener
Que podemos obtener ...

Las líneas de absorción en los espectros estelares se pueden usar para determinar la composición química de una estrella. Cada elemento es responsable de un conjunto diferente de líneas de absorción en el espectro, a longitudes de onda que se pueden medir de forma extremadamente fiable mediante experimentos en laboratorio. Por tanto, una línea de absorción en una longitud de onda concreta en un espectro estelar muestra que ese elemento debe estar presente. Las líneas de absorción del hidrógeno (que se encuentra en la atmósfera de casi cualquier estrella) son particularmente importantes. Las líneas del hidrógeno que se encuentran dentro del espectro visible se denominan líneas de Balmer.

como obtener el espectro
Como obtener el espectro.

Elementos necesarios

  • Red de difracción
  • Webcam (preferentemente CCD)
  • Telescopio
  • Software para procesamiento
  • Mucha paciencia ...
algunos resultados
Algunos resultados

SUPERNOVA sn2004dj en NGC2403

En agosto de 2004 una estrella en la galaxia NGC2403 estalló como supernova. Este espectro de la supernova fue tomado cuando la magnitud era +12, usando un reflector de 200mm y una cámara de video vigilancia modificada para largas exposiciones.

slide20
M57

Imágenes de Chris Baddiley usando el StarAnalyser con un telescopio de 175m m F6 Maksutov y webcam de Philips ToUcam modificada.

nova rs ophiuchi 2006
Nova RS OPHIUCHI 2006

Este espectro fue registrado usando una webcam y un telescopio de 200mm de apertura, magnitud visual 10, 70 días después del outburst.

delta scorpii
Delta Scorpii

Maurice Gavin

nova scorpiii v1280
Nova SCORPIIi V1280

En el momento que serealizo este trabajo la magnitud rondaba el valor 5, aunque tuvo su máximo la noche del 15 al 16 de febrero de 2007 en magnitud 3,7 Las coordenadas (J2000) de la V1280 Sco son: AR=16h 57m 40,91s y Dec=-32° 20´ 36,4" y fue descubierta independientemente por Y. Nakamura y Y. Sakurai, cuando tenia magnitud 9,9.

Para aprovecha este evento, la madrugada del pasado día 24 de Febrero, Juan Antonio González, Leo Martín y Joan Genebriera, tomaron una serie de espectrogramas que cubren todo el espectro visible y el IR cercano desde el Observatorio de Tacande.

proyectos futuros
Proyectos futuros
  • Alentar el desarrollo de esta actividad
  • Capacitar y capacitarse
  • Perfeccionar métodos y materiales
  • Colaboración entre aficionados
gracias por su atenci n
Gracias por su atención.

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