TALLER D'ASTRONOMIA

ACTIVITAT Nº 4: Analitza la llum amb el teu espectrescopi casolà.

(Per a il·lustrar aquesta activitat he posat algunes fotografies pel que segurament aquesta pàgina pot trigar una mica en carregar-se. Si vols pots anar llegint el text mentre es van carregant. He intentat que les fotos ocupin el menys possibles amb la menor pèrdua d'informació possible, però tot i així pot trigar una mica).

Si fas reflectir la llum del Sol sobre un CD, veuràs l'espectre"desenfocat" del Sol.

ATENCIÓ: Aquest experiment requereix la presència d'un adult.

Per a aquesta activitat necessitaràs:

• Un CD (pots utilitzar qualsevol CD o CD-Rom que no utilitzis, et pot servir un d'aquests que serveixen per a donar-se d'alta a algun accés a Internet).
  

• Dos fulles de paper (DIN-A4) amb la maqueta de l'espectroscopi. Trobaràs més informació a sota.
  

• Una cartolina negra.
  

• Unes tisores.
  

• Pega.
  

• Un regle.
  

• Un retolador.
  

• Dos bitllets del tren o del metro, o alguna targeta amb vores rectes i sense rugositats (va millor amb fulles d'afaitar, però més val ser previsor. .. ).
  

• Cel o cinta aïllant.
  

1. Alguns dels materials que necessitarem per a aquesta activitat.	2. Retalla els esquemes, posa-li pega, enganxa'ls a la cartolina i talla'ls.
3. Amb l'ajuda d'un regle, fes els plecs tal com es veuen a la foto. Retalla el quadrat que apareix a una de les cares.	4. Fes marques al CD assenyalant el gruix d'una de les cares.
5. Amb molt de compte per a que el CD no es trenqui, talla'l de mica en mica, des d'aquestes marques fins al centre del CD, com si es tractéss d'una porció de formatge.	6. Situa la porció de CD a dins de la caixa, tal com mostra la fotografia. Procura deixar uns 2cm respecte a la part posterior de la caixa. Fixa'l amb celo o amb pega.
7. Ara anem a fer la reixeta. Talla dos trossos petits de la tarja del tren ( o qualsevol tarja amb vores molts llises i sense rugositats) i enganxa'ls sobre cinta aïllant o celo de tal forma que sobre surtin lleugerament. Després situa'ls per darrera del quadrat que abans vas tallar, de tal forma que la separació entre ells sigui inferior a un mil·límetre. Procura que estiguin en posició horitzontal i paral·lels entre sí.	8. Ara unim els dos cartons. Posa pega a la llengüeta i uneix ambdues parts, procurant que quedin perfectament alineades (per a assegurar aquesta unió pots posar celo o cinta aïllant). Veuràs que la longitud d'aquesta peça és més curta que la resta de l'esquema, i que en una part no té llengüeta, aquesta part correspon a la part posterior de l'espectroscopi, des d'on observarem l'espectre. La part que té la llengüeta anirà unida a la cara en la que es troba la reixeta, tal com es mostra a la fotografia.
9. Enganxem totes les llengüetes a les cares i el resultat té que ser "semblant" al que mostra la foto. Comprova que no entri llum a dins de la caixa excepte a través de la reixeta i l'obertura posterior. Si entra, prova a tapar aquests forats amb cinta aïllant negra.	10. Si tenim dots artístiques podem pintar-lo com volguem. A la foto apareix l'espectroscopi pintat per Ana i Clara, dos joves pintores que s'han possat mans en obra. Gràcies per la foto ;)

11. Ara arriba el moment de mirar a través d'ell. Dirigeix-lo cap a alguna font lumínica i mira la descomposició de la llum sobre el CD.

ATENCIÓ: Mai observis el reflex de la llum del Sol amb l'espectroscopi, podria danyar-se irremeiablement la teva retina. és millor mirar una fulla en blanc il·luminada per la seva llum.

Dirigeix el teu espectroscopi cap a una bombeta incandescent (les que té el filament que s'il·lumina) o sobre el reflex sobre fulles blanques. Podràs veure, al reflex de la llum sobre el CD, tot l'espectre lumínic, tal com es mostra a la fotografia del punt número 10.

Ara observa la pantalla del teu ordinador, o el televisor. Apropa'l al màxim a la pantalla i mira cap a alguna zona blanca, a poder ser en una habitació a les fosques ja que la seva intensitat és molt dèbil. Veuràs que pots veure tot l'espectre de la llum, però veuràs que apareix unes franges fosques cap el color vermell.

Per últim, dirigeix el teu espectroscopi cap un tub fluorescent. Veuràs que pots veure un arc de Sant Martí incomplet. Solament veuràs algunes línies brillants, de forma semblant a com apareix a la fotografia.
Però, què significa tot això?. Espero que les explicacions que et donaré a continuació puguin ajudar-te a resoldre aquests dubtes.

Fa un parell de segles August Compte, un filòsof francès, va dir que l'ésser humà mai podria conèixer les propietats de les estrelles i els cossos celestes, però uns anys després es va demostrar que això no era del tot cert. Actualment coneixem moltes coses de les estrelles, les nebuloses i les galàxies, però, d'on traiem tanta informació, si com a molt hem anat a la Lluna?, doncs de l'energia que rebem d'elles, per exemple, la llum visible.

En analitzar l'espectre de la llum del Sol fent passar la seva llum per una ranura molt estreta i un prisma, Fraunhofer, en any 1814, es va adonar que en algunes zones de l'espectre solar apareixien ratlles negres. A més es va adonar que les estrelles presentaven ratlles semblants, però mai va interpretar què eren i què significaven aquestes ratlles. Focault i Miller, al 1848, van descobrir que l'espectre del Sol presentava dos línies fosques molt pròximes, a la zona groga de l'espectre, en igual que la llum emesa pel sodi en escalfar-se als seus laboratoris i van arribar a la conclusió de que al Sol també tindria que existir aquest element. Van ser els inicis de l'espectroscòpia. Avui coneixem molta més informació de la llum, que podràs trobar més ensota.

Un CD es comporta de forma similar a centenars de milions de petits prismes, descomponent la llum en tota la gamma de colors. Al reduir l'entrada de llum, mitjançant la reixeta, podem apreciar aquestes bandes fosques o brillants que caracteritzen a alguns tipus de llum.

Com ens van explicar en escola, un àtom està format per un nucli i un núvol d'electrons que l' envolten (podríem imaginar-nos com una bresca de mel rodejada per les abelles). Al nucli podem trobar dos tipus de partícules: els neutrons, que no tenen càrrega elèctrica, i els protons, que presenten una càrrega positiva. Això és així excepte en àtom d'Hidrogen, que solament té un protó al seu nucli i un electró orbitant al voltant seu.

Els electrons es troben, a escala atòmica, molt lluny del nucli, tenen càrrega negativa i són molt més petits que les partícules del nucli. Aquests electrons giren al voltant del nucli molt ràpidament i el fan a determinades distàncies. Si l'energia d'aquest àtom augmenta per alguna causa (augment de la temperatura, radiacions electromagnètiques. .. ), aquests electrons situats a les zones exteriors de l'àtom poden saltar a una altre òrbita superior, també molt definida, absorbint aquesta energia. Quan això succeeix es diu que l'àtom està en el seu estat excitat. Electrons situats a diferents òrbites poden saltar a d'altres superiors absorbint energia a aquestes freqüències determinades. Mentre no canvien aquestes condiciones, els electrons es situaran en aquestes òrbites ja que es troben al seu nou estat d'equilibri.

Pot produir-se el fenomen contrari, en el que els electrons tornen a la seva òrbita original (pot ser que canviïn les condicions energètiques a les que estan sotmesos aquests àtoms), emetent l'energia que havien absorbit anteriorment. Si l'energia emesa està a dins de l'espectre visible (és a dir, que els nostres ulls puguin captar) llavors diem que l'àtom ha emès un fotó, o "partícula de llum". Aquests salts d'una òrbita a una altra per part dels electrons requereixen una quantitat exacta d'energia, ni més ni menys. Doncs bé, aquesta quantitat d'energia és diferent per a cada una de les òrbites dels electrons dels diferents elements químics.

Podem imaginar-nos aquest procés amb aquest símil. Imaginem-nos que anem a un supermercat i decidim utilitzar un carro per a la compra. En aquest cas, l'electró serà el carro, el fotó que incideix contra ell seria la moneda necessària per a poder separar-lo dels altres carros i la nova òrbita seria el passadís principal del supermercat. Quan introduïm la moneda (el fotó i l'electró interaccionen) es separa dels altres carros (de la seva òrbita), i es mou per la nova òrbita (el passadís central). Després de la compra, tornem el carro (a la seva òrbita original) i recuperem la moneda (el fotó).

Imaginem-nos que la llum d'una estrella, que emet en tot l'espectre visible, travessa una nebulosa (recorda que es tracta d'un gran núvol de gasos i pols), que està formada principalment per Hidrogen i Heli. Sabem que la llum és la suma de tots els colors i a cada color li correspon una quantitat d'energia molt precisa (cada color es correspon a una freqüència a la llum i, per tant, d'energia). Doncs bé, pot passar que alguns d'aquests colors (radiacions electromagnètiques amb una determinada freqüència) tinguin l'energia precisa per a produir-se el salt dels electrons dels àtoms del núvol a un nivell superior d'energia. L'efecte d'aquest fenomen en espectre de la llum de l'estrella, que ha travessat aquesta nebulosa, seria una ratlla negra (o un conjunt de ratlles negres si aquests salts es produeixen des de diferents òrbites a d'altres), justament al seu lloc corresponent a la llum absorbida pels electrons per a poder realitzar aquest salt. Podem comparar aquestes marques deixades en espectre per cada element com la seva empremta digital o el seu "ADN".

Imaginem-nos ara una nebulosa il·luminada per la llum d'una estrella. Els electrons dels àtoms d'aquest núvol absorbiran energia en aquestes freqüències determinades i després la tornaran a emetre. Si aquest núvol no estigués il·luminat no veuríem res al seu espectre, però com emet energia en aquestes freqüències determinades podem apreciar brillants línies de colors corresponents a les freqüències de la llum que poden absorbir i tornar a emetre.

Un element quimic determinat absorbeix i emet la llum amb la mateixa freqüència, o freqüències, de llum (el salt d'una òrbita, tant d'anada com de tornada, és el mateix), per tant podrem identificar aquest element tant a les estrelles com a les nebuloses.

Podem resumir aquests fenòmens d'aquesta forma:

* Un cos en condicions de pressions i temperatures elevades (per exemple, una estrella) emet un Espectre Continu (tot l'arc de Sant Martí), sense salts. Fixa't que observant una bombeta incandescent (amb filament) a través del teu espectroscopi pots veure tot l'espectre de color. Es comporta de forma "similar" a la llum de les estrelles.

* Un cos a baixes pressions i altes temperatures (per exemple, una nebulosa il·luminada per l'energia d'una estrella o estrelles, continguda/es en ella o propera/es a la nebulosa) emet un espectre en forma de ratlles brillants. A aquest tipus d'espectres se'ls coneix com Espectre d'Emissió. és el cas de les bombetes fluorescents, en les que veus una sèrie de línies brillants sobre un fons negre. A l'espectre es pot veure la marca del vapor de mercuri i altres gasos que es calenta pel pas del corrent elèctric.

* Un cos a baixes pressions i temperatures (per exemple, una nebulosa situada entre una estrella i nosaltres) absorbirà part de la llum restant colors en espectre de la llum que el travessa, originant ratlles fosques. En aquest tipus d'espectres se'ls coneix com Espectre d'Absorció. és el cas de la llum que emet la teva pantalla d'ordinador o el teu televisor. La llum que emet el tub correspon a radiacions ultraviolades que l'ull no pot veure. Per a que puguin ser visibles es disposa una capa de fòsfor sobre la part posterior de la pantalla. Precisament la banda fosca que podem veure a través de l'espectroscopi correspon a la marca del fòsfor.

Bé, i perquè si un cos com el Sol, que es troba a altes pressions i temperatures no mostra un espectre continu?, doncs perquè està envoltat per una atmosfera de gasos més freds (coneguda com a Corona) que envolta a la part visible del Sol (coneguda com a Fotosfera) i que absorbeix part de la llum que emet l'estrella. La Corona generalment no es pot veure, excepte durant els eclipsis totals del Sol, en els que apareix com una extensió gasosa del Sol, modelada pels camps magnètics solars. Quan analitzem la llum de les estrelles analitzem la composició de la seva Corona o, en el cas de les gegants roges, les zones més externes i menys denses de l'estrella. A més, hem de tenir present que la nostra pròpia atmosfera també absorbeix part dels colors, que s'ha de tenir en compte en hora de l'anàlisi de la llum.

Aquest és un esquema molt simplificat de les principals línies que es poden veure al Sol, conegudes com a bandes de Fraunhofer. Les lletres A i B corresponen a la marca de l'absorció de l'oxigen per part de la nostra atmosfera, la C correspon en oxigen solar, les dos línies de la D correspon a la marca del sodi, E correspon a la marca del ferro, F en Hidrogen, G a la marca del ferro i al grup del calci, i H al calci solar. SI LA REIXETA ÉS SUFICIENTMENT ESTRETA, MIRANT EL REFLEX DE LA LLUM DEL SOL SOBRE UNA FULLA BLANCA PODRÀS VEURE PERFECTAMENT AQUESTES LÍNIES I MOLTES MÉS, AIXÒ SÍ, NO LES VEURÀS TAN MARCADES COM A L'ESQUEMA¡¡¡.

La barra lateral correspon a una fotografia real del espectre solar en la que es veuen multitud de línies fines corresponent a les bandes d'absorció dels elements químics. S'ha de tenir en compte que un element quimic determinat crea moltes bandes, no solament una: és com si cada una d'aquestes línies (salts d'òrbites de diferents electrons de l'àtom) que caracteritzen a un element determinat fossin un número en el seu document d'identitat.

La gran avantatge d'aquest mètode és que podem utilitzar els diferents elements químics, calentar-los en un laboratori i analitzar la llum que emeten. Després, amb totes aquestes dades, fer un ATLES D'ESPECTRES que ens serviran per a poder comparar-los amb la llum que rebem de les estrelles.

A principis del segle XX, en analitzar la llum del Sol, es van adonar que existien ratlles obscures que no s'havien registrat als laboratoris. Corresponien a un element desconegut i el van anomenar Heli, en honor del deu del Sol "Helios". Va ser el primer element quimic que es va descobrir a fora del nostre planeta mitjançant mètodes indirectes. Mitjançant aquests estudis s'han identificat més de 60 elements i unes 11 molècules diferents.

Desgraciadament el nostre instrument no ens permet allargar l'espectre per a permetre captar millor les febles línies d'absorció que caracteritza a molts elements, a més, l'entrada de llum està molt limitada, però ens dona una idea global del seu aspecte.

Gràcies en anàlisi de la llum dels cossos celestes podem conèixer la seva composició, però què més podem saber?, doncs un munt de dades més:

• Magnitud absoluta:
  A principis del segle XX es coneixia la magnitud absoluta d'algunes estrelles. La magnitud absoluta és la brillantor que té una estrella a 32,6 anysllum ( sembla una distància capriciosa, però no és així, però això es un altre tema;). Aviat van descobrir que aquelles estrelles que presentaven major magnitud absoluta també tenien ratlles espectrals més gruixudes. Van relacionar magnituds amb gruixos i d'aquesta forma conèixer la magnitud absoluta de les estrelles que analitzaven.


• Distàncies:
  Comparant la Magnitud Absoluta amb la magnitud que percebem, coneguda com magnitud visual, podem conèixer la seva distancia real sabent que la intensitat de la llum disminueix molt ràpidament a mesura que les distàncies augmenten. Com podem conèixer ambdues magnituds, podem conèixer la distància.


• Temperatura:
  Quant més intensa és la línia d'absorció de l'Hidrogen, major temperatura té aquest cos celeste. Aquest valor té uns límits ja que, a temperatures baixes l'Hidrogen no arriba a assolir el seu estat d'excitació i quant les temperatures són excessivament elevades, l'àtom es descompon en les seves partícules fonamentals.


• Velocitat de rotació d'una estrella:
  Aquelles estrelles que roten molt ràpidament sobre els seus eixos mostren TOTES les línies d'absorció menys definides que el que esperaríem, i viceversa.


• Densitat:
  Les estrelles més denses presenten ALGUNES bandes més difuses i amples. A l'esquema inferior podràs veure la representació d'aquest fenomen en l'espectre 2.


• Camps magnètics;
  Si l'estrella presenta un camp magnètic ALGUNES bandes espectrals es desdoblen (aquest fenomen es coneixen amb el nom d'efecte Zeeman). Quant més intens sigui el camp magnètic, més separades estaran aquestes bandes. Comparant diferents intensitats de diferents bandes de l'espectre, podem conèixer la direcció del camp magnètic. A l'esquema inferior podràs veure la representació d'aquest fenomen en espectre 3.


• Turbulència;
  Estudiant l'espectre de les diferents parts del Sol podem conèixer el grau de turbulència, comparant la densitat, temperatura, etc. d'una zona a un altra de la seva superfície.


• Velocitat:
  Potser aquest sigui un dels descobriments més importants de l'astronomia al segle XX. A la nostra experiència diària hem comprovat milers de cops com el so d'una sirena o el d'un cotxe augmenta el seu to en apropar-se a nosaltres i disminueix quan s'allunya (uaaaaaaaaaaaauuuuuu, més o menys, jajajaja). Podem imaginar-nos les ones sonores com onades, si un emissor de so quiet emet ones, les crestes o les valls d'aquestes ones arribaran periòdicament a les nostres oïdes, que transformaran aquesta vibració en so al nostre cervell. Si aquest objecte s'apropa, les crestes o les valls de les ones cada cop es troben més a prop entre si ja que tant el so com la seva font s'està aproximant i el percebem tornant-se cada cop més agut. Quan s'allunya, les crestes d'aquestes ones es van separant, fent-se més greu.
  

  Aquest fenomen també es produeix a la llum, però en aquest cas, quan s'aproxima el focus emissor de llum, les seves freqüències són cada cop més altes i l'espectre de la llum es mou cap al blau, a aquest fenomen se'l coneix com Desplaçament al Blau. Quan s'allunya, les crestes es separen cada cop més i percebem la llum de forma més vermellosa, a aquest fenomen se'l coneix com a Desplaçament al Vermell.
  

  Hubble es va adonar que la llum de les galàxies es corresponien a la llum analitzada als laboratoris, però les bandes d'absorció es trobava desplaçades cap a la part vermella de l'espectre. Va trobar algunes excepcions, com la galàxia d'Andròmeda, però en termes generals això era el que es percebia. A més es va adonar que quant més lluny es trobava una galàxia (aquesta distància es podria conèixer mitjançant altres mètodes indirectes, com l'estudi de la variació de la llum d'estrelles variables) més cap al vermell es desplaçaven els seus espectres, és a dir, quant més lluny es troba una galàxia, a més velocitat es separa de nosaltres. Aquesta és una de les probes fonamentals de l'expansió de l'Univers.
  

  Una de les coses més curioses del descobriment que les línies de l'espectre es poden moure d'un lloc a un altre i indicar-nos la seva velocitat, és que podem detectar-la inclús a distàncies enormes, en les que cap instrument de mesura podria detectar el seu moviment. Imaginem-nos que veiem passar un cotxe i ens situem sobre la carretera, que és recta i molt llarga, passats uns minuts ens semblarà que el cotxe està quiet sobre la carretera ja que som incapaços d'apreciar el seu moviment i velocitat, més o menys és el que passa amb les galàxies: l'espectre de la seva llum seria, en el nostre cas, un radar de policia molt potent. A l'esquema inferior podràs veure la representació d'aquests fenòmens als espectres 4 i 5.
  

• Sentit de gir de les Galàxies:
  Si analitzem la llum que rebem d'un lloc i un altre d'una galàxia podem conèixer el sentit de gir ja que un d'aquests espectres mostrarà un desplaçament al blau (s'aproparà a nosaltres) i l'altre es desplaçarà al vermell (s'allunyarà de nosaltres).
  
  
  
  En aquest esquema es pot veure una simplificació de com detectar el sentit de gir d'una galàxia. Fixa't que en espectre superior, corresponent a la vora dreta de la galàxia, té les línies desplaçades cap a la part vermella de l'espectre, respecte a les mateixes línies que apareixen en espectre corresponent a la part esquerra de la galàxia (espectre inferior). Sabent que un desplaçament al vermell implica que aquest cos s'està allunyant de nosaltres i un desplaçament al blau, que s'apropa, obtenim el sentit de gir de la galàxia. Això es pot aplicar per al molts cossos celestes.
  

• Descobrir estrelles binàries:
  Algunes estrelles binàries (és a dir, dos estrelles que roten una al voltant de l'altra) es troben tan a prop entre sí que no es poden observar mitjançant telescopis, aquest és el cas d'Algol (si vols veure més informació d'aquesta estrella, polsa aquí). Però el que sí podem estudiar és la llum procedent d'aquest parell, en aquest cas aparèixeran els dos espectres superposats. Com des deel nostre camp de visió, en un moment determinat una de les estrelles passa per davant i l'altre per darrera, podem estudiar quines parts de l'espectre es desplacen capa la part blavosa (passa per davant nostre) i quina part ho fa al vermell (passa per darrera). D'aquesta forma es pot separar ambdós espectres i estudiar les seves propietats individualment. A més podem conèixer quant trigarà en rotar una al voltant de l'altre calculant senzillament quan dura tot el procés, és a dir, un cicle en el que l'espectre passa d'envermellir-se a tornar-se blavós i tornar-se a envermellir, és a dir, una òrbita. Existeixen moments en els que ambdós espectres poden solapar-se quasi perfectament, això es produeix quan ambdues estrelles, el seu eix i el nostre punt de vista formen una T. Però normalment una de les estrelles roman més o menys quieta i és l'altra la que l'orbita, llavors les bandes corresponents en estrella del centre pràcticament no es mouran, però sí que ho faran les de l'altra estrella. A aquests tipus d'estrelles se les anomena binàries espectroscòpiques ja que, fins al moment, és l'única forma d'identificar-les.
  

• DESCOBRIR PLANETES AL VOLTANT D'ALTRES ESTRELLES:
  A l'igual que podem identificar estrelles binaries, podem deduir l'existència d'un planeta al voltant d'una estrella. De moment, degut a les limitacions técniques, pràcticament tots els descobriments d'altres planetes en estrelles corresponien a planetas amb unes quantes vegades la massa de Júpiter. Els planetes reflecteixen la llum de la seva estrella, però a les distàncies a les que es troben de nosaltres, la llum d'aquesta estrella eclipsa totalment la feble llum que reflecteixen aquests planetes. El que sí que podem detectar és el moviment que realitza una estrella causat per la presència d'aquest planeta gegant. Ens ho podem imaginar com la prova de llançament de martell en unes competicions olímpiques. Anem a imaginar-nos que estem situats per sobre de llançador, que el terra es torna negre, en igual que el martell, i que l'esportista de sobte es torna incandescent com una estrella, ara ens imaginem que comença a girar ràpidament amb el martell, veuríem que descriuria una sèrie de cercles sobre el terra. Aquest moviment també pot detectar-se al nostre Sol, que no es troba situat sempre al mateix lloc ja que està influenciat per l'estrebada gravitatòria de Júpiter (que és el que té més massa del nostre Sistema Solar), i una mica de la resta de planetes. Fins al moment s'han trobat més d'un centenar d'"exoplanetes", d'aquí a uns anys s'espera poder fotografiar-los.
  

  Un altre aspecte fascinant d'aquesta investigació és que, si resulta que l'exoplaneta, vist des de la nostra perspectiva, passa per davant de l'estrella (això ho podem saber) ¡¡ PODEM ANALITZAR LA COMPOSICIÓ DE L'ATMOSFERA D'AQUEST PLANETA JA QUE FILTRARÀ LA LLUM DE l'ESTRELLA, DEIXANT IMPRESA LA MARCA DELS ELEMENTS QUE LA FORMEN!!.



• Evolució estel·lar:
  Coneixent la temperatura i la composició (entre d'altres dades), podem conèixer en quin estat de la seva evolució estel. lar es troba una estrella. Les estrelles més joves són molt més brillants i calentes, a més el seu contingut en Hidrogen és molt gran i la presència d'elements més densos és pràcticament nul·la. A mesura que evoluciona, la seva temperatura disminueix i es va enriquint en altres elements. Amb el temps es va classificar els espectres estel·lars, segons el seu grau d'evolució, amb les lletres OBAFGKM (pròximament tractaré aquest tema).
  

• Edat d'una galàxia:
  Les estrelles, durant la seva vida, i les més grans, en explotar en forma de supernoves, generen els elements químics que coneixem. En un principi la composició de la galàxia era principalment Hidrogen i una mica d'Heli, però a mesura que les estrelles que contenen van envellint o explotant, es va enriquint en elements pesats. Com podem analitzar la llum d'una galàxia, podem estudiar la presència i contingut d'aquests elements i així poder estimar aproximadament l'edat d'aquesta galàxia. Les galàxies més llunyanes que podem veure les estem veient tal com eren fa milers de milions d'anys i es pot comprovar que estan molt poc enriquits en aquests elements més pesats.
  

• . ..
  

En aquest esquema es mostren alguns dels espectres que ens permeten deduir algunes característiques dels cossos celestes. L'espectre 1 l'utilitzarem com a base per a comparar la resta. A l'espectre 2 podem observar com una de les seves bandes es més gruixuda i més difusa, això ens pot indicar la densitat del cos que estem observant. A l'espectre 3 algunes bandes s'han multiplicat (efecte Zeeman) per efecte d'un camp magnètic. A l'espectre 4 totes les bandes s'han desplaçat cap a la part blavosa de l'espectre, el que ens indica que aquest objecte està apropant-se a nosaltres, la diferència entre la posició que tindrien que tenir (que es pot conèixer a partir dels anàlisi de laboratori) i la seva posició real, permet conèixer la velocitat a la que s'aproxima. A l'espectre 5 les bandes s'han desplaçat cap a la part vermella de l'espectre, el que indica que aquest cos s'està allunyant de nosaltres.

Torna en inici de la pàgina

Pàgina creada per Antonio Hernàndez en agost de 2002.
Si vols utilitzar text o fotos fetes per mi, inclou una referència o un enllaç a la meva pàgina. Gràcies.