ESPECTROSCOPIA CON CCD ESPECTRO LUZ SOLAR ESPECTRO HIDRGENO

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