viernes, 8 de noviembre de 2013

Supernova SN2013 ej


Aquí expongo un par de tomas de la supernova SN2013ej, de la cual desconocía su existencia hasta hace unos días.
Curiosamente y por casualidad, resulta que el pasado verano, en mi pueblo natal Cañamero, le hice una foto. Después, el pasado fin de semana, me dio por fotografiarla de nuevo desde el museo Principia (Málaga) sin saber siquiera que allí había una supernova. Pasados unos días, gracias al blog de Juan Lozano, ya me dí cuenta de la presencia de la supernova e hice esta composición.

Se muestran ambas tomas, con una considerable diferencia de señal, básicamente debido a la calidad del cielo, ya que ambas tienen aproximadamente la misma exposición (unas 200 tomas de 30 seg.) y fueron obtenidas con la misma metodología y equipo (con la salvedad de la montura, ahora estoy usando una HEQ5Pro en lugar de mi querida CG5GT con la que eché a andar en esta afición).

Un saludo

domingo, 3 de noviembre de 2013

NGC 2024, Nebulosa de la Llama



Nebulosa de la Llama, o NGC 2024. Nebulosa de emisión que es calentada e ionizada por la caliente estrella vecina, Alnitak, una estrella de tipo O9 y por lo tanto con una temperatura superficial superior a 15000 K. En realidad, Alnitak es un sistema triple, dos de cuyas componentes son de tipo O9 y la tercera es de tipo B2 (parecida a las otras dos).

Captura: 120x30'', SC200mm F6,3, HEQ5Pro, Atik Titán.
Procesado: Maxim DL, PixInxight, Photoshop.

M81, Galaxia de Bode



Galaxia espiral situada en la constelación de la Osa Mayor, a unos 12 millones de años-luz de distancia.
De tamaño similar a nuestra Vía Láctea, aunque ligeramente más pequeña.
Captura: 150x30'', SC200mm F6,3, HEQ5Pro, Atik Titán.
Procesado: Maxim DL, PixInsight, Photoshop

viernes, 1 de noviembre de 2013

M78 - 31/10/2013



M78 es una nebulosa de reflexión junto con nubes oscuras de gas frío y polvo. Está situado en la constelación de Orión a unos 1600 años-luz de distancia.
Aunque el campo de la Atik Titán es muy pequeño y la nebulosa no cabe, no quería desaprovechar la oportunidad de afotarla aunque salga solo la región central.
Como nebulosa reflectante, tiene un característico tono azulado, que es un reflejo del color de las estrellas supercalientes que aparecen en el centro de la imagen (HD38563A y HD38563B, ambas de magnitud 10) , probablemente se traten de estrellas de tipo O (con una temperatura superficial de más de 30000K).

Captura: 80x30'', SC200mm F6,3, HEQ5Pro, Atik Titán.
Procesado: MaximDL y Photoshop

martes, 10 de septiembre de 2013

NGC 6905. Nebulosa del fogonazo azul



Nebulosa planetaria en la constelación Delphinus.

40x30''. SC 200mm F6,3. Atik Titán. MaximDL, Photoshop.


jueves, 15 de agosto de 2013

NGC 891



Galaxia espiral situada a unos 32 millones de años-luz de distancia, en la constelación de Andrómeda.
http://es.wikipedia.org/wiki/NGC_891

90x30''. C8 200mm F6,3. Atik Titán. MaximDL y Photoshop.



domingo, 11 de agosto de 2013

NGC 7331



Galaxia espiral del tipo SA(s)b situada en la constelación de Pegaso, a unos 49 millones de años-luz.
A la izquierda pueden apreciarse además las galaxias NGC 7335 (arriba) y NGC 7337 (abajo).

40x30''. C8 200mm F6,3. Atik Titán. Maxim DL y Photoshop.


NGC 6503



Galaxia espiral en la constelación del Dragón a unos 17 millones de años luz.
56x30''. C8 200mm F6,3. Atik Titán. MaximDL y Photoshop.


miércoles, 31 de julio de 2013

Espectro WR136



WR136 es una estrella de tipo Wolf-Rayet, de unas 10-20 masas solares, situada en la constelación del Cisne a unos 4000 años-luz de distancia.
Este tipo de estrellas son un tipo particular de estrellas de clase espectral O ó B tempranas (gigantes blanco-azuladas muy masivas) que atraviesan las etapas finales de su vida en las que expulsan su envoltura externa de hidrógeno dejando expuesto el núcleo de helio extremadamente caliente.
En este período, la estrella evoluciona rápidamente hasta terminar como supernova del tipo 1b ó 1c, por lo que pueden aparecer líneas de emisión de metales altamente ionizados. Dependiendo de la abundancia de estos metales, las estrellas de tipo WR pueden subclasificarse en:
WN: Estrellas WR con líneas de emisión de nitrógeno.
WC: Estrellas WR con líneas de emisión de carbono.
WO: Estrellas WR con líneas de emisión de oxígeno (extremadamente raras).

En este caso, WR136 es del tipo WN6, por lo que debería presentar más o menos las siguientes líneas de emisión:
He I 3888, He I 4027, He I 4471, He I 4921, He I 5875, He II 4200, He II 4340,
He II 4541, He II 4686, He II 4861, He II 5411, He II 6560, N II 3995, N III 4634–4641
N III 5314, N IV 3479–3484, N IV 4058, N V 4603, N V 4619, N V 4933–4944.

Analizando el espectro, he podido identificar algunas de estas líneas. Aquí os dejo una imagen generada a partir de la toma anterior:



El gráfico ha sido generado y calibrado en VSpec.
El equipo es el de siempre C8 200mm F6,3 + Atik Titán.

Un saludo!

lunes, 29 de julio de 2013

NGC 7009 Nebulosa Saturno



Nebulosa planetaria en la constelación de Acuario, a unos 2000 - 4000 años-luz de distancia.
http://es.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_Saturno

20x30'' de exposición sin guiado.
C8 + CG5 F10.
Atik Titán.


martes, 18 de junio de 2013

Telescopio LX200 del museo Principia operativo de nuevo.

Hola de nuevo.

Después de casi un año de inoperatividad debido a un problema electrónico, el telescopio del Museo Principia (Un LX200 con cuña ecuatorial) estuvo sin poder utilizarse durante casi un año.
Anoche, ya por fin, pudimos "reestrenarlo". Aunque tuvimos algunas complicaciones (problemas con el eje Dec, lentitud del descargado de las tomas de la ccd, ya que va por puerto serie y tarda una barbaridad, temas de configuración, etc), al final pudimos hacer algunas tomas de un objeto, M27 o nebulosa Dumbell, ya que después del rato que le echamos no queríamos irnos de vacío. 
Al final no ha quedado mal del todo:


Aprovechando la coyuntura, mientras Isaac y yo hicimos las tomas desde el LX200, Agustín Castro hizo también tomas de la nebulosa con su reflector 150mm F5:





Un saludo.



Nebulosa Creciente desde la Venta de la Leche



NGC 6888, también conocida como Nebulosa Creciente. Es una nebulosa de emisión situada en la constelación del Cisne, a unos 4700 años-luz de distancia.

Unas 100 tomas de 30 segundos con algunas de 60 segundos.
Telescopio Reflector Newton 150mm F5.
Cámara ccd Atik Titán
Capturado y apilado con MaximDL y procesado con Photoshop.

M106 desde la venta de la leche



Aquí dejo esta nueva toma de M106 tomada desde la Venta de la Leche la noche del pasado sábado 15 de Junio con el telescopio de Agustín Castro, un Reflector Newton de 150mm F5.
Son tomas individuales de 30 segundos (con algunas de 60 segundos).

Compárese con la última toma que pude hacer yo desde el Museo Principia con el mío (C8 200mm F6,3), con los mismos tiempos de exposición más o menos:


Ambas tomas fueron obtenidas con la cámara ccd Atik Titán de la agrupación SIRIO. Capturadas y apiladas con MaximDL y procesadas con Photoshop.

lunes, 3 de junio de 2013

Salida a la Venta de la Leche. 01/06/2013




Buenas.

El pasado Sábado, 01 de Junio de 2013, salimos unos compañeros de la agrupación SIRIO a nuestro lugar habitual de observaciones, la Venta de la Leche, cerca de Zafarraya.
La noche prometía mucho (y cumplió), no hacía viento, no había humedad, no había nubes y la temperatura era muy agradable. A medida que pasaban las horas la temperatura bajó hasta unos 10ºC. Con escaso abrigo, como era mi caso ya que sólo me eché un jersey, aún se podía estar.
En esta ocasión no nos coordinamos muy bien, y solo fuimos unos pocos. Los telescopios disponibles fueron un Celestron CPC 8'', un Celestron CGEM 925 y un TSOptics 150mm F5 sobre una HEQ5Pro (el que se ve en la imágen).
Las tomas que aquí expongo fueron tomadas con este último. Aprovechando la oportunidad, recogimos una de las CCD's de la agrupación (Atik Titán) y preparamos los portátiles con el software para tenerlo todo listo.
Aquí las tomas:

M101. La galaxia del molinete:


Galaxia espiral del tipo SAB situada en la constelación de la Osa Mayor, a unos 27 millones de años-luz.


M51. La galaxia del remolino:


Galaxia espiral del tipo Sc, con su acompañante NGC 5195, situadas en Canes Venatici a unos 37 millones de años-luz. 


NGC 6946. Galaxia de los fuegos artificiales:


Galaxia espiral del tipo SAB situada en la constelación de Cefeo, a unos 10 millones de años-luz. 


NGC 7023. Nebulosa Iris:


Nebulosa de reflexión situada en Cefeo, a unos 1300 años-luz de distancia.


M20. Nebulosa Trífida:


Región HII de formación estelar (derecha) junto a nebulosa de reflexión (izquierda). El conjunto está situado en la constelación de Sagitario, a unos 5500 años-luz de distancia.



Todas las tomas han sido obtenidas mediante múltiples tomas individuales (entre 30 y 50 tomas) de 30 segundos (algunas tomas de 60 seg.). Han sido apiladas con MaximDL y procesadas con Photoshop.




martes, 28 de mayo de 2013

NGC7023 - 25/05/2013



Región central de NGC7023, una nebulosa de reflexión situada en la constelación de Cefeo, a unos 1300 años-luz de distancia y con un diámetro de unos 6 años-luz.

70 tomas de 30 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán

lunes, 27 de mayo de 2013

M63 - 25/05/2013



Galaxia espiral situada en la constelación de Canes Venatici, a unos 37 millones de años-luz.

90 tomas de 30 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán

domingo, 5 de mayo de 2013

M53 - 04/05/2012


Cúmulo globular situado en la constelación Coma Berenices, a unos 60000 años-luz de distancia. Con un tamaño angular de 13 minutos de arco es un cúmulo globular bastante grande (unos 226 años-luz de diámetro, mientras que el cúmulo de Hércules, M13, tiene un diámetro de unos 145 años-luz).

50 tomas de 10 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán


M102 - 01/05/2013


Galaxia probablemente del tipo lenticular o espiral. Situada en la constelación del Dragón a una distancia de unos 44 millones de años luz y con un tamaño aproximado de unos 60000 años-luz de diámetro.


60 tomas de 30 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán

M106 - 01/05/2013


Galaxia espiral del tipo Sb o quizás Sc, situada en la constelación de Canes Venatici, a unos 25 millones de años luz, con un tamaño de unos 190000 años-luz (19x8 arcmin).
Es una galaxia con una potente emisión de rayos X lo que indica que parte de la galaxia debe estar precipitándose en el interior del agujero negro supermasivo central. También se detecta una fuerte emisión de radio. Además la galaxia muestra un par de brazos no alineados con el resto (aunque esto no se llega a apreciar en la toma), cuya causa puede ser una sucesión de ondas de choque emitidas desde el centro de la galaxia que hubiesen calentado y desplazado material desde el núcleo galáctico.


60 tomas de 30 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán

M109 - 01/05/2013


Galaxia espiral barrada del tipo Sbc situada en la constelación de la Osa Mayor, a unos 83±24 millones de años-luz. Tiene un tamaño angular de 7x4 minutos de arco (unos 170000años-luz de diámetro aproximadamente.).


90 tomas de 30 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán


M51 - 01/05/2013


Galaxia espiral de tipo Sc situada en la constelación de Canes Venatici, a una distancia de unos 37 millones de años-luz. Tiene un tamaño aparente de unos 11x7 minutos de arco (unos 120000 años-luz de diámetro)
En realidad se trata de un par de galaxias, en la que la segunda componente, NGC 5195 (una galaxia del tipo lenticular) se comporta como satélite de la primera.

60 tomas de 30 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán

M5 - 01/05/2013


Cúmulo globular situado en la constelación de Serpens, a unos 24500 años-luz de distancia

50 tomas de 10 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán

M3 - 01/05/2013


Cúmulo globular situado en la constelación de Canes Venatici, a unos 34000 años-luz de distancia.

50 tomas de 10 segundos de exposición sin guiado.
SC 200mm F6.3
Atik Titán

sábado, 16 de febrero de 2013

Analizando el espectro de Betelgeuse. Parte II. Metales neutros


Bueno, pues aquí vengo de nuevo con algunos deberes hechos. 
En la imagen superior, como en ocasiones anteriores, podemos ver el espectro bruto de Betelgeuse (azul oscuro), el espectro corregido (púrpura), y el espectro de referencia de una estrella típica del tipo M1 (azul claro). Recordemos que Betelgeuse es de tipo espectral M1 y de clase de luminosidad Iab (supergigante).

Con ayuda de un par de atlas espectrográficos, ya he podido identificar algunas de las líneas de metales neutros:


Era de esperar que, siendo una estrella de tipo M, Betelgeuse muestre líneas de Hierro y óxidos de Titanio en mayor medida y Sodio, Calcio y Magnesio en menor medida (además de otras líneas de absorción).
A continuación pasaré a detallar los principales huecos encontrados en el espectro.

Hierro neutro


En esta imagen del espectro del Hierro neutro (FeI) se pueden ver muchísimas bandas de absorción. Las más intensas están localizadas en longitudes de onda larga (Infrarrojo), donde la ccd ya pierde notablemente sensibilidad (aparte de que en estas longitudes de onda también absorben el Agua y el CO2 atmosféricos). Sin embargo, aparece un pico de absorción cerca del valle de los 715 nm. Como se verá más adelante, creo que el hierro, junto los óxidos de Titanio provocan este hueco en el espectro de Betelgeuse (uno de los más notables, sino el que más, después de la banda de absorción del O2 atmosférico)

la siguiente imagen muestra también el espectro de absorción del Hierro neutro, pero ampliando la zona de onda más corta:



Se puede ver que el hueco de los 620 nm aprox. coincide con una pequeña "isla" de absorción del hierro. También se puede ver que en el hueco de los 580 nm hay bastantes líneas de Hierro neutro.

Óxidos de Titanio (TiO)


Esta imagen es tremendamente interesante.
Podemos identificar rápidamente el hueco situado alrededor de los 710 nm, el hueco de los 580 nm y los huecos secundarios de 680 nm y 520 nm.
El hueco de los 710 nm coicide aproximadamente con el del Hierro neutro que vimos con anterioridad, por lo que parece que el efecto combinado de estos elementos es lo que provoca este hueco tan grande.
El efecto del los TiO en la región de los 520 nm probablemente no es muy grande, y el hueco que se percibe, probablemente se deba al efecto combinado de los TiO con otros elementos como el Magnesio y el Sodio.

Magnesio neutro (MgI)



El espectro del Magnesio neutro está bastante definido. Presenta dos picos importantes: una en la región del infrarrojo de 930nm aprox. (donde la sensibilidad de la ccd es ya muy baja), y otro en la región del verde de 520 nm aprox. 

Sodio neutro (NaI)


Aquí tenemos otra imagen bastante interesante.

Presenta un pico de absorción en la región de los 520nm, donde previamente hemos localizado también bandas de Magnesio y óxidos de titanio. Presenta otro pico en la región de los 510 nm, pero no lo he marcado porque en esa zona abunda también el Hierro. Otro pico interesante del Sodio aparece en el hueco de los 590 nm, el cual coincide con un pico de los TiO.
En la zona del infrarrojo, observamos un pico de Sodio en los 870 nm aprox. Aunque en esa zona, la sensibilidad de la ccd es baja, en el espectro de referencia vemos un valle bastante estrecho y picudo, no obstante, el efecto del Hierro es mucho más importante que el del Sodio en esa longitud de onda.


Calcio neutro (CaI) y Calcio ionizado (CaII)


En esta imágen muestro en púrpura los picos de absorción del Calcio neutro y en verde los picos del Calcio ionizado (Es el único metal ionizado del que he visto que presente bandas de absorción, todos los demás son elementos neutros).
El Calcio neutro presenta un pico muy acentuado en la región de los 715 nm, pero en esta zona, como vimos anteriormente, abunda también el Hierro y los TiO. También hay otro pico del Calcio neutro en los 670 nm aprox., pero en el espectro bruto no se aprecia ningún valle claro, aunque sí en el espectro de referencia.
El Calcio ionizado presenta dos picos en el infrarrojo: uno en los 870nm, el cual coincide con los picos de Hierro y de Sodio, y otro en los 850nm que no coincide con ningún otro pico de los analizados con anterioridad.

Resumen
Hemos visto algunas de las bandas de absorción típicas de las estrellas de tipo M: metales neutros con mucha abundancia de hierro y óxidos de Titanio.
Aún faltarían identificar las líneas debidas a elementos ligeros como el hidrógeno (lineas balmer de H alpha, H beta, etc) o líneas de moléculas simples como hidruros de Calcio (CaH) y de Magnesio (MgH). Creo que el espectro de Betelgeuse ha quedado ya bastante caracterizado.Es posible que vuelva a la carga con un nuevo post sobre Betelgeuse, pero no aseguro nada, porque tengo más deberes que hacer con otras estrellas.

Un saludo!




jueves, 7 de febrero de 2013

Analizando el espectro de Betelgeuse. Parte I


Hola de nuevo.

Como lo prometido es deuda, aquí estoy de nuevo con el espectro de Betelgeuse.
En la imagen de arriba, se muestran tres curvas: la curva de color azul oscuro muestra el espectro bruto, la curva de color azul claro muestra el espectro de referencia de la librería de VSpec para estrellas del tipo M1 (recordemos que Betelgeuse es de tipo M1Iab) y la curva de color granate muestra nuestro espectro una vez se ha corregido la respuesta de la ccd.

Bien, lo primero que llama la atención (aparte de la gran cantidad de crestas y valles) es el gran valle que aparece en nuestro espectro en la longitud de onda de 7581 Angstroms (aproximadamente) pero que no aparece en el espectro de referencia. Al no aparecer en el espectro de referenncia, me lleva a pensar que la absorción de luz en esta logitud de onda se debe a la atmósfera terrestre. Sin embargo, la librería de espectros del VSpec no tiene las bandas de Absorción de los elementos de la atmósfera salvo del agua, por lo que he tenido que buscar las bandas de absorción de los otros compuestos químicos (N2, O2, O3, CO2, etc).
Al final, he encontrado algunos de dichos espectros aquí. Son los del O2, H2O y CO2.
Dado que del N2 es el más abundante, es el que más me preocupa, pero no he podido sacar un espectro de absorción del N2 en la banda que nos interesa. 
El siguiente en abundancia es el O2, cuyo espectro es el siguiente:


H2O:
 

CO2

Como se puede ver, el agua y el CO2 muestran el comportamiento típico de gases de efecto invernadero, es decir, absorben una mayor cantidad luz en longitudes de onda del infrarrojo (0,8 - 1000 micras, aunque en la gráfica solo se muestra una pequeña parte del espectro entero ya que la ccd solo tiene sensibilidad en un rango pequeño del infrarrojo)
Aunque el espectro del Agua es más continuo, y el del CO2 presenta picos interesantes, dada la poca concentración de estos compuestos comparada con la del O2, me fijaré más en este último.
De este modo se puede ver que el pico de absorción del O2 que está situado en unas 0,77 micras coincide bastante con el valle del que hablábamos al principio (que tiene el máximo de absorción en 7581 angstroms, es decir, 0.7581 micras). También se puede ver que el Oxígeno molecular absorbe bastante luz entre las 0.2 y 0.3 micras, pero esta región ya corresponde al ultravioleta y la ccd ya no recoge información en esta banda (ya sea porque bien no tiene sensibilidad para fotones de onda tan corta, o bien porque el Ozono atmosférico (O3) ya se encarga de absorber la mayoría (más bien esto último)), por lo que este pico del O2 no nos afecta mucho.

Más adelante continuaré analizando el espectro de Betelgeuse, esto no ha hecho más que empezar y creo que tengo identificadas algunas líneas de absorción (Calcio, Hierro y Titanio ionizados, óxidos de Titanio, Helio, etc), pero tengo que verlo en profundidad.

Hasta entonces.

Actualización:
He procesado los espectros de Aldebarán, Caph y Alnilam. Se puede ver, que todos ellos comparten el mismo "hueco" supuestamente provocado por el O2 en la longitud de onda de 7580 Angstrom aprox.:

Aldebarán (Alfa Tauri, tipo estelar K5III):


Caph (Beta Cassiopeiae, tipo estelar F2IV):



Alnilam (Épsilon Orionis, tipo estelar (B0Iab):




martes, 22 de enero de 2013

Iniciándome con la Espectrografía


Hola de nuevo.

Hace unos días hice unas tomas de espectros con el bastante famoso SA100, una red de difracción que se usa a modo de filtro en los telescopios de aficionados, que hace algún tiempo adquirió la agrupación a la que pertenezco (Agrupación Malagueña "Sirio"). Pero no ha sido hasta hace pocos días que me he puesto un poco en serio a trabajar con el programa VSpec para procesarlos.
La imagen de arriba corresponde a un espectro bruto de la estrella Alpha Orionis - Betelgeuse, una estrella supergigante de clase espectral M1. Es una simple toma de apenas 1 segundo de exposición. En la misma imagen podemos ver a la estrella (a la izquierda), que es el espectro de orden 0, y a la derecha podemos ver el espectro de la estrella esparcido en las diferentes longitudes de onda (espectro de primer orden). El SA100 está orientado de forma que las longitudes de onda crezcan hacia la derecha, por lo que la parte roja del espectro visible estaría más a la derecha. 
Ya a simple vista se pueden ver bandas oscuras, que se corresponden con las bandas de absorción de los elementos químicos de la estrella, no obstante, aún no sabemos a qué longitud de onda pertenece cada banda oscura. Para ello hay que sacar la gráfica del espectro con el VSpec (un proceso conocido como binning) y calibrarlo.
Aquí debajo pongo el resultado de la calibración y después de corregir la respuesta de la ccd (las cámaras ccd son más sensibles a unas longitudes de onda que a otras, por lo que es preciso obtener un "flat espectral" para conocer la sensibilidad de la ccd para cada longitud de onda. Una vez obtenido este flat, hay que aplicarlo al espectro de la estrella):


Los valores del eje vertical, representan la intensidad de luz, aunque no es necesario tener esto en cuenta. Los valores del eje horizontal representan longitudes de onda medidos en Ångström (10 ångström = 1 nanómetro). Los valores inferiores a 369nm o superiores a 1029nm no deben ser tenidos en cuenta, ya que la curva está muy distorsionada por culpa del flat.
Aquí debajo añado una imagen del espectro de una estrella M1 típica (espectro sacado de la librería de VSpec):


Como puede verse, la gráfica obtenida cuadra bastante con el espectro de referencia de la librería.
Con esta gráfica, ahora lo que faltaría es identificar las líneas de absorción con los elementos químicos correspondientes. Pero eso ya lo dejaré para más adelante.

Un dato muy interesante que puede deducirse directamente del espectro es la temperatura de la estrella. Dado que las estrellas se comportan como, lo que en mecánica cuántica se de nomina, "cuerpo negro", la curva del espectro sigue el patrón de la curva de radiación de un cuerpo negro, y , por lo tanto, debe cumplir la Ley de Wien. Con esto y con la gráfica del espectro, es fácil calcular la temperatura superficial de la estrella. En la gráfica, se puede ver que el pico de radiación corresponde a los 880nm  aproximadamente (infrarrojo), lo que arroja una temperatura superficial de 3300K aproximadamente. Si consultamos la wikipedia podemos comprobar que la temperatura de Betelgeuse es de unos 3500K, por lo que cuadra bastante con el espectro obtenido.
Otro dato interesante que podemos observar (como indiqué antes entre paréntesis) es que el pico de radiación de la estrella está en el infrarrojo, es decir, que la máxima cantidad de luz que emite la estrella no es visible por el ojo humano.

Esto es todo, de momento, tengo más curvas interesantes que analizar y tengo que ver el tema de los compuestos químicos correspondientes a las bandas de absorción, así que ya volveré con más posts de espectroscopía.

Un saludo.