USO DEL PROGRAMA TRACKER PARA CALIBRAR Y PROMEDIAR ESPECTROS VISIBLES CAPTURADOS CON VIDEO CÁMARA

Alberto E. Villalobos Chaves

aewolframio@gmail.com

En este blog se ha tocado el tema de la calibración de espectros visibles amateur en varias oportunidades. Si bien la forma de obtener el espectro ha sido prácticamente la misma, esto es,  utilizando un rejilla de difracción consistente en un simple trozo de CD o DVD colocado en frente de la lente de una cámara digital  o una cámara de video, el software utilizado para  procesar los espectros ha sido diferente.

En un caso se utilizó el software Visual Spec para procesar espectros capturados en forma de imágenes digitales, en otro se utilizó el software Rspec para procesar en tiempo real espectros capturados en video. En esta oportunidad se describirá algunas de las características de un software llamado Tracker que es una herramienta gratuita de modelación y análisis de video orientada a la enseñanaza de la física. Con este software se pueden modelar una gran cantidad de experimentos físicos como seguimiento del centro de masa, movimiento rotacional y muchos otros relacionados con la cinemática y dinámica del movimiento .Sin embargo el programa tiene muchas mas aplicaciones y dentro de estas me he encontrado con una  que permite calibrar espectros visibles obtenidos de forma muy similar a la que se ha comentado en este blog (Spectroscopy Using the Tracker Video Analysis Program).

Si bien en esta referencia se explica en detalle la forma en que se obtienen los espectros no se explica  claramente la forma en que se procesan con Tracker por lo que he considerado importante no solo dar a conocer la herramienta sino explicar aunque sea en forma básica como aplicarla en el caso específico de la calibración de espectros visibles.

Lo primero que hay que hacer por supuesto es grabar en video un espectro (también se pueden procesar imágenes fijas pero el potencial del programa se logra con videos).  Si no se dispone de una videocámara para hacer nuestro propio experimento podemos utilizar una colección de espectros de lámparas que se pueden bajar de la página de Tracker (ver punto 8.Bajar videos de espectroscopía). Si lo que se quiere es ver de una vez el programa funcionado se pueden bajar también espectros ya procesados con Tracker (Spectroscopy Experiments).

Para efectos de este trabajo voy a utilizar un video capturado por mi mismo de una lámpara fluorescente de mesa en la sala de mi casa (Figura 1) utilizando como rejilla de difracción un trozo de DVD recortado en forma circular y al que se le ha eliminado el recubrimiento de plástico metalizado. Esta rejilla improvisada se ha colocado en frente del objetivo de la cámara de video (Figura 2).

Figura 1: Captura del espectro de emisión visible de una lámpara fluorescente. La lámpara está cubierta por una cartulina negra a la que se le practicó un pequeño orificio por donde sale solo un punto de luz. La captura se realizó con la luz de la habitación apagada. La cámara de video no apunta directamente a la fuente luminosa.

Figura 2: Colocación de la rejilla de difracción (trozo circular de DVD) en frente del objetivo de la video cámara.

El software puede ser descargado en varios formatos y para varios sistemas operativos directamente de la página de Tracker. En mi caso descargue la versión ejecutable para Windows (ver 3.10) que no requiere instalarse sino simplemente crear una carpeta en la cual descomprimir el programa.

Una vez iniciado el software procedemos a importar el video del espectro que queremos calibrar buscando el comando "Importar" en el menú "Archivo" (Figura 3)

Figura 3: Importando un video para procesamiento en Tracker

Una vez cargado el video procedemos a generar un perfil de intensidad luminosa vs. distancia que se  constituye entonces en nuestro espectro sin calibrar. Para hacer esto utilizamos el comando "Perfil de Línea" tal como se observa en la Figura 4 y procedemos a  arrastrar con el mouse (shift-arrastrar) una línea que abarque todo el espectro capturado, indicándose además el ancho que va a tener esta línea en la casilla "Expandir" (Figura  5). 

Figura 4: Serie de comandos para generar un "Perfil de Línea".

Figura 5: Perfil de línea al que se le ha dado un valor de "expansión" de 20. El espectro generado en la ventana superior derecha puede aumentarse utilizando los comandos que aparecen al colocarse sobre la gráfica y dar botón derecho del mouse.

En este momento debemos identificar dos bandas de color o zonas oscuras en el espectro de las que podamos estar seguros de su longitud de onda. Para ayudarnos en esta selección podemos utilizar la siguiente referencia (Spectroscopic Atlas for Amateurs Astronomers 16.1 Spectra of gas discharge lamps). Una vez identificadas estas bandas de referencia del espectro utilizamos el comando "Puntos de calibración" (Figura 6)

Figura6: Serie de comandos para generar dos "Puntos de Calibración".

En nuestro ejemplo vamos a utilizar dos bandas verdes debidas a emisión del mercurio reportadas en el  atlas de espectroscopía antes citado y que se ubican en 541.915 nm y  546.075 nm (Figura 7). 
 

Figura 7: Espectro de referencia utilizado para asignar los puntos de calibración (Spectroscopic Atlas for Amateurs Astronomers). 

Se toca entonces en el primer punto de calibración con el cursor del mouse y la tecla shift apretada dando un click para seleccionarlo. Entonces aparece un cuadrado rojo y se abre una ventana que indica "Ejes", se selecciona "Solo X" y se introduce en el cuadro de "x" el valor de longitud de onda del primer punto de calibración. Se repite lo mismo con el segundo punto de calibración y el espectro ya está calibrado (Figuras 8 y 9). Es de hacer notar que el espectro a calibrar debe tener las bandas de la región violeta  a la izquierda y las de la región roja a la derecha. Si este no es el caso se debe girar la imágen con el comando "ejes" , previo a la escogencia de los puntos de calibración.

 Figura 8: Selección y asignación del valor de longitud de onda, en nanómetros, de los puntos de calibración. La imágen ha sido agrandada utilizando la herramienta de zoom (icono de lupa) para poder ser mas certero en la asignación de los puntos.

Figura 9: Espectro de la lámpara fluorescente calibrado.

Como se observa de la figura anterior, si bien las bandas principales del espectro reportado están  presentes en el espectro de la lámpara medida, hay una gran variabilidad de la línea base o "ruido". Esto se debe a falta de sensibilid de la cámara de video que no permite atrapar suficiente luz. Sin embargo hay que recordar que  hasta el momento todo el procesamiento que se ha hecho ha sido con un único cuadro del video. Una de las ventajas de Tracker es que podemos sumar y promediar todos los cuadros del video de forma tal  de aumentar las señales verdaderas y disminuir el ruido lo que va a mejorar considerablemente el espectro final.

Para lograr lo anterior debemos utilizar el comando "sum" como se muestra en la Figura 10, escogiendo en la ventana emergente que aparecerá (Añadir cuadros de video) la opción "Mostrar media" y luego cerrar. Oprimimos entonces el botón de play que aparece justo debajo de la pantalla principal en la que aparece el espectro de líneas. Si el video es muy largo lo mejor será no utilizar el 100% de los cuadros pues se puede agotar la memoria. En el ejemplo en estudio el archivo tiene un tamaño de 92 M y se utilizó el 100% de los cuadros.

Figura10: Serie de pasos necesarios para accesar el comando "Sum" que permitirá promediar todos los cuadros del video.

Puesto que el espectro está ya calibrado el efecto de aplicar estos comandos se observará paulatinamente tanto en la imágen del espectro de líneas como en la gráfica espectral, obserándose como el resultado  es una importante disminución del ruido y el mejor delineamiento de las señales mas débiles (Figura 11).

 Figura 11: Espectro de la lámpara fluorescente calibrado y promediado al 100 con todos los cuadros del video.

Como se desprende de este breve reporte, se pone de manifiesto que la capacidad del programa Tracker para el procesamiento de espectros es notable por su simplicidad, permitiéndo hacer una calibración y mejoramiento de la imágen en cuestión de unos cuantos segundos sin necesidad de utilizar ningún otro software.

Considero además que al margen de que se pueden hacer experimentos con espectroscopía, que es uno de mis campos de interés, es importante dar a conocer que este software gratuito existe y que con el se pueden modelar una gran cantidad de otros experimentos físicos.

CAPTURA DE ESPECTROS EN TIEMPO REAL UTILIZANDO UNA VIDEO CÁMARA Y EL PROGRAMA RSPEC

Alberto E. Villalobos Chaves

aewolframio@gmail.com

En un trabajo previo se ha descrito una forma simple de obtener espectros de emisión visibles calibrados por medio de la captura con cámara digital y posterior procesamiento de las imágenes por medio de un programa diseñado para estos efectos (Visual Spec).

En la metodología referida, previo a la utilización del programa propiamente dicho, las imágenes capturadas han de ser trabajadas con algún software de procesamiento de imágenes que permita recortar, convertir a escala de grises y salvar en formato .fit lases imágenes ya trabajadas.

Una vez procesada la imágen con la ayuda de Visual Spec podemos obtener el espectro calibrado en términos de una gráfica intensidad vs. longitud de onda.

El procedimiento descrito anteriormente se puede considerar como "off-line" o sea que los resultados, a saber el espectro calibrado, no se pueden observar hasta después de descargar las fotografías de la cámara y realizar el procesamiento de las imágenes.

En el presente trabajo se pretende dar a conocer un software que permite obtener espectros visibles en tiempo real o sea que nos permite observar el espectro ya calibrado en el momento mismo en el que estamos realizando la medición.

El software en cuestión es el Rspec (Real-time Spectroscopy), programa que permite utilizar una video cámara digital como instrumento de captura de espectros de emisión visibles y procesar las imágenes en tiempo real.

Como ejemplo vamos a proceder a obtener los espectros de emisión visible de una lámpara de sodio del tipo comunmente utilizadas en el alumbrado público.

Lo primero que necesitamos, aparte de la video cámara, es una rejilla de difracción que nos permita descomponer la luz de la lámpara en sus componentes constituyentes. Para este efecto vamos a utilizar un trozo de CD al que se le ha eliminado el material reflectante por medio de una cinta engomada, mismo que luego recortaremos en forma circular y lo colocaremos frente al objetivo de la video cámara (Figura 1).

Figura 1: Colocación de la rejilla de difracción en frente del objetivo de la video cámara.

A continuación conectamos la cámara digital a través del puerto usb de la misma al puerto usb de un ordenador que tenga instalado el programa Rspec (Figuras 2 y 3).

Figura 2: Montaje del espectroscopio. Al forndo se observa una lámpara de sodio del alumbrado público.

Figura 3: Detalle en el que se observa a la izquierda la lámpara de sodio del alumbrado público y en la pantalla de la video cámara el espectro de emisión visible correspondiente. Nótese que la video cámara no está dirigida directamente a la fuente luminosa sino desviada hacia la derecha.

En la Figura 4 podemos observar la pantalla principal de Rspec en donde en el recuadro de la izquierda aparece la imágen que está siendo capturada en tiempo real por la video cámara y en el de la derecha aparece la representación intensidad vs. pixeles de lo que sea que se coloque entre las dos líneas horizontales del recuadro de la izquierda.

Para poder proceder con el proceso de calibrado es necesario que la imágen del espectro quede entre las dos líneas horizontales del recuadro izquierdo, sin embargo no es necesario mover la cámara para acomodar el espectro pues Rspec tiene una función que permite rotar la imágen en tiempo real mientras sigue la captura de la video cámara.

Figura 4: Espectro visible no calibrado de una lámpara de sodio del alumbrado público.

Una vez alineada la imágen y teniendo la previsión de que el extremo rojo del espectro quede hacia la derecha, se procede a identificar dos señales del espectro no calibrado de los que se tenga certeza de los valores de longitud de onda que les correspondan. Se aplica entonces la función de calibrar que mostrará una pantalla emergente en la que podemos relacionar la posición del pico reconocido en el espectro con su correspondiente longitud de onda (Figura 5).

Figura 5: Proceso de calibración del espectro visible de la lámpara de sodio.

El programa tambien permite calibrar basándose en espectros de referencia en los que, por comparación directa, le permite al usuario decidir la correspondencia de las señales observadas con las de la referencia. Si bien Rspec trae una biblioteca de espectros de referencia estelares, pues la orientación del software está dirigida a la astronomía, también se pueden adicionar patrones propios. En la Figura 6 se observa la comparación entre el espectro de referencia de una lámpara fluorescente (azul) medido en un espectrofotómetro profesional, con el espectro medido de una lámpara fluorescente de escritorio (rojo) utilizando una rejilla de difracción construida con un trozo de DVD y una simple pantalla de cartón negro perforado (Figura 7).

Figura 6: Calibración del espectro de una lámpara fluorescente de escritorio (rojo) utilizando un patrón medido en un espectrofotómetro profesional (azul)

Figura 7: Captura del espectro de emisión visible de una lámpara fluorescente. La lámpara está cubierta por una cartulina negra a la que se le practicó un pequeño orificio por donde sale la luz. La captura se realizó con la luz de la habitación apagada. La cámara de video no apunta directamente a la fuente luminosa.

Una vez calibrado el espectro las subsecuentes capturas mantienen la calibración puediéndose hacerse ampliaciones de alguna zona específica del espectro, eliminar la señal del fondo de la imágen e incluso, en el caso de señales poco luminosas, utilizar la opción de promediar un número de hasta 200 espectros lo que aumenta mucho la calidad del espectro obtenido.

Los espectros calibrados se puede guardar en formato .dat lo que permite utilizar otros programas informáticos de manejo espectral para analizarlos. A manera de ejemplo se puede ver en la Figura 8 los espectros de la lámpara de sodio generados con Rspec y capturados con la cámara de video en un caso sin función de visión nocturna y en otro con esta función activada (en este último caso se pueden observar señales de emisión en la región del infrarrojo cercano en 774 nm, 826.9 nm y 877.5 nm). Estos datos fueron guardados en formato .dat y posteriormente abiertos y analizados con un programa de análisis espectral llamado Spekwin32.

Figura 8: Archivos .dat generados por Rspec y abiertos por otro software de análisis espectral.

El programa tiene mas posibilidades de las mostradas en este pequeño trabajo y en la página de Rspec se pueden descargar no solamente una versión de prueba completamente funcional por un mes del software sino también tutoriales y archivos de video con los cuales hacer ensayos.

Quisiera terminar animando al lector interesado a que haga sus propios experimentos y de sus primeros pasos en el mundo de la espectroscopía en tiempo real.

CALIBRANDO EL ESPECTRO DE UNA LÁMPARA DE SODIO

En el artículo anterior sobre “Digitalización y Análisis de Espectros Aficionados”, se explicó como convertir un espectro visible obtenido con un espectroscopio casero en información digital.

En esa oportunidad se indicó que los espectros podían ser calibrados y así conocer la longitud de onda de las señales, si se disponía de un espectro de referencia o se podían reconocer al menos dos señales en el mismo.

En esta oportunidad vamos a hacer uso de este último procedimiento para calibrar el espectro de la lámpara de alumbrado de sodio descrita en aquel artículo.

Lo primero que requerimos es identificar al menos dos señales, esto lo podemos hacer pues se encontró en la red espectros de lámparas de sodio en los que se indican las longitudes de onda de los picos principales (Figuras 1,2 y 3).

(http://ioannis.virtualcomposer2000.com/spectroscope/amici.html#1nap)

FIGURA 1: LÁMPARA DE SODIO DE PRESIÓN BAJA

FIGURA 2: LÁMPARA DE SODIO DE PRESIÓN MEDIA

FIGURA 3: LÁMPARA DE SODIO DE PRESIÓN ALTA

De estos espectros se observa que las señales a 515 y 498.2 nm son apropiadas para la calibración pues son picos agudos, de intensidad importante y aparecen en los tres tipos de lámparas lo que permite suponer que deberían estar presentes en el espectro medido en este estudio.

Efectivamente estas dos señales se pueden identificar en nuestro espectro, que incluso muestra la forma general del de una lámpara de sodio de alta presión (Figua 4).

FIGURA 4: ESPECTRO DE LÁMPARA DE SODIO MEDIDO CON ESPECTROSCOPIO CASERO SIN CALIBRAR

De esta forma, haciendo uso de la opción de calibración con dos picos del programa VisualSpec (http://astrosurf.com/vdesnoux/tutorial.html) se puede calibrar todo el espectro de manera tal de poder medir la longitud de onda de los demás picos encontrados (Figura 5).

FIGURA 5: ESPECTRO DE LÁMPARA DE SODIO MEDIDO CON ESPECTROSCOPIO CASERO CALIBRADO UTILIZANDO EL PROGRAMA VISUALSPEC

A manera de comparación y para no basarnos en un solo ejemplo, a la sazón medido por el autor, vamos a repetir el procedimiento de calibración descrito para el espectro de una lámpara de vapor de sodio medido esta vez por otro científico aficionado (Anilandro) utilizando también el procedimiento del CD ( ver "Algunas Pruebas de Espectrometría").

Como se puede ver, la estructura general del espectro obtenido por Anilandro presenta la forma general del espectro que sería de esperar para una lámpara de vapor de sodio de alta presión (Figura 6), siendo la comparación directa de su curva de emisión con la medida en este trabajo lo suficientemente coincidentes como para suponer un tipo de lámpara similar (Figura 7).

FIGURA 6: EJEMPLO INDEPENDIENTE DE ESPECTRO DE LÁMPARA DE SODIO MEDIDO CON ESPECTROSCOPIO CASERO DE CD

FIGURA 7: COMPARACIÓN DE ESPECTROS DE LÁMPARA DE SODIO MEDIDOS DE MANERA INDEPENDIENTE
(AZUL-ANILANDRO, ROSA-ALBERTO)

ANÁLSIS DEL ESPECTRO

De esta forma, con el espectro ya calibrado vamos a proceder a intentar un análisis del mismo para demostrar como se puede obtener información de valor científico a pesar de lo limitado del medio que se utilizó para obtener la información.

Así pues vamos a tratar de correlacionar las longitudes de onda registradas con la presencia de elementos determinados. Por supuesto que al ser la lámpara en estudio una de vapor de sodio, debería verse en primer lugar señales de sodio en forma de un pico muy importante alrededor de 589 nm, la conocida banda D del sodio (en realidad un par de picos muy cercanos).

Sin embargo en lugar de un pico de emisión, alrededor de 589 nm se observa un valle. Igual comportamiento se puede ver en los espectros de referencia para lámparas de alta y media presión (Figuras 2 y 3) pero no para la de baja presión. Esto se explica por un fenómeno conocido como autoabsorción que se da cuando un átomo emite en una atmósfera muy concentrada de el mismo, que es precisamente el caso en las lámparas de presión alta o media.

Ya que la población de átomos en el estado base (no excitado) es generalmente mayor que la población excitada (la que está emitiendo) y puesto que los átomos no excitados pueden absorber la misma radiación que emiten los átomos excitados (radiación de resonancia) se da una disminución de la banda de resonancia, que en el caso del sodio es precisamente la banda D que es la que se observa disminuir en nuestra lámpara.

No obstante lo anterior es posible observar otra señal de emisión característica para el sodio que es el pico centrado alrededor de 568 nm que debería observarse como un doblete delgado (568.8 y 568.2 nm) pero que por efecto de la temperatura sufre ensanchamiento térmico.

Se observan además picos de emisión a 437, 546 y 616 nm que corresponden con tres de los cuatro picos principales de emisión en la región visible del mercurio (435.5, 545.8 y 615.4 nm), lo que está en conformidad con la construcción típica de una lámpara de alta presión de vapor de sodio, en cuya atmósfera no solo hay sodio sino también mercurio y algún gas noble.

Quedan mas bandas sin identificar que podrían ser debidas al material de los electrodos, que son construidos normalmente con materiales cerámicos especiales que contienen bario, calcio y tungsteno, sin embargo a manera de demostración considero suficiente lo expuesto y espero haber demostrado el valor de la técnica de digitalización y calibración de espectros visibles aplicado al campo de la ciencia amateur.

Alberto Villalobos

DIGITALIZACIÓN Y ANÁLISIS DE ESPECTROS AFICIONADOS

Hubo un tiempo en el que se pensó que el hombre podría llegar a adquirir conocimiento sobre cualquier aspecto de la naturaleza a excepción de la composición de las estrellas, pues era evidente que al estar tan lejos jamás se podría obtener una muestra para ser analizada en un laboratorio.

Sin embargo en la actualidad se sabe la composición química del interior de las estrellas, de su superficie, de su atmósfera y hasta de los residuos de las explosiones estelares.

Incluso hay sustancias químicas que se han encontrado primero en el Sol que en la misma Tierra, como es el caso del elemento químico helio, cuyo nombre significa Sol.

Todo esto ha sido posible debido a que, si bien es cierto que aún no hemos ido a las estrellas como para traer su materia y estudiarla, hay algo que nos llega todo el tiempo de ellas y es su luz.

Es a través de la luz que se han podido estudiar a fondo no solo las estrellas, sino también muchos otros cuerpos celestes que puedan emitir o absorber luz, como es el caso de las nebulosas, los planetas, los cometas y muchos otros mas.

Para realizar estos asombrosos descubrimientos los científicos han hecho uso de una herramienta muy útil conocida como espectroscopio que es un aparato relativamente sencillo que separa la luz en sus colores constitutivos.

No pretendo describir como hacer un espectroscopio, mismo que se puede construir con elementos caseros tal como un CD viejo y una caja de leche (ver “Espectros Discontinuos”) sino mas bien como convertir las imágenes obtenidas con este simple aparato a un formato digital y de esta forma comprender como hacen los científicos para obtener información de la luz de las estrellas.

Para hacer lo anterior vamos ha hacer uso del espectro obtenido fotografiando lo que se ve a través de un espectroscopio casero al observar una luz de alumbrado público de sodio al frente de mi casa.

ESPECTRO DE UNA LUZ DE ALUMBRADO PÚBLICO OBTENIDA CON UN ESPECTROSCOPIO CASERO

De esta imagen se tomó el detalle que se veía con mas separación de líneas, mismo que luego se convirtió a un formato de tonos de gris, guardándose luego como archivo de extensión bmp.

Espectro.bmp original

Espectro.bmp en tonos de gris

Este archivo en tonos de gris fue luego transformado a formato de extensión pic, un tipo de archivo utilizado en astronomía para manejar imágenes. Esta conversión se hace con un programa gratuito llamado Iris (http://www.astrosurf.org/buil/us/iris/iris.htm).

El archivo de extensión pic puede ahora ser abierto por un programa gratuito especializado en el análisis de datos espectroscópicos estelares llamado VisualSpec (http://astrosurf.com/vdesnoux/).

APLICACIÓN DEL PROGRAMA VISUALSPEC AL ESPECTRO DE LA LÁMPARA DEL ALUMBRADO PÚBLICO

Lo que sigue es, utilizando un espectro de referencia que se haya corrido en las mismas condiciones de la muestra, o reconociendo la señal de al menos dos picos conocidos del espectro, por ejemplo en este caso picos de emisión del sodio, calibrar el espectro (esto no se hizo en este caso demostrativo).

Cuando se hace esto el programa VisualSpec nos permite identificar a las otras señales del espectro por medio de un menú que nos abre una base de datos para las principales bandas de emisión de los elementos químicos.

MENÚ DEL PROGRAMA VISUALSPEC QUE PERMITE IDENTIFICAR LA SEÑAL DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS PRESENTES EN EL ESPECTRO
(ESTE ESPECTRO NO SE CALIBRÓ)

Guardando las proporciones y en términos generales, lo descrito anteriormente es lo que los astrónomos aplican a la luz de una galaxia lejana o a la luz de la explosión de una supernova, la principal diferencia está por supuesto en que se debe de utilizar un equipo muy sofisticado básicamente porque la luz de la galaxia, por estar muy lejana, es muy débil y porque se debe medir el espectro con la mayor resolución para obtener la mayor información posible.

Para poder apreciar mejor lo anterior veamos el espectro verdadero de un cuerpo estelar obtenido con un equipo profesional, específicamente la nova Aql99 (este y otros ejemplos calibrados vienen en la base de datos de VisualSpec).

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 (LA MANCHA A LA IZQUIERDA ES LA IMAGEN DE LA NOVA)

Del análisis con VisualSpec del espectro calibrado de la nova se puede observar que el pico principal de emisión, alrededor de 6560 Armstrong puede corresponder con la presencia de una serie de elementos, dentro de los que se cuenta el hidrógeno y el helio, que son los mas probalbes candidatos pues son los constituyentes principales de toda estrella.

Sin embargo alrededor de 4880 Armstrong se observan señales atribuibles a metales como el hierro, calcio, cromo y otros lo que nos indica que la nova no es antigua o por lo menos primigenia pues los elementos superiores al helio solo se forman de estrellas de segunda o tercera generación que se han formado del los restos de estrellas anteriores que formaron elementos pesados al morir en una explosión de supernova.

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 EN EL QUE SE DETALLA LA POSIBLE COMPOSICIÓN DEL PICO DE EMISIÓN CENTRADO EN 6560 ARMSTRONG

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 EN EL QUE SE DETALLA LA POSIBLE COMPOSICIÓN DEL PICO DE EMISIÓN CENTRADO EN 4880 ARMSTRONG

De todo lo anterior se pretende haber demostrado que las herramientas que utilizan los astrónomos para determinar la composición de las estrellas están disponibles al científico aficionado y que lo que se requiere para obtener datos de valor científico es un mínimo de equipo (tal vez un telescopio aficionado) y algo de ingenio para aprovechar al máximo las mediciones.

Alberto Villalobos