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Timestamp: 2019-05-22 19:42:19+00:00

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Star Analyzer, el camino hacia la última frontera. - Astrofotografía y Ciencias Afines
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Star Analyzer, el camino hacia la última frontera.
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Mensajepor Fran » Mar Ago 25, 2015 6:10 pm
Hace unos pocos meses me decidí y adquirí un Star Analyzer 100 (SA100), una red de difracción de 100 l/mm que, con el aspecto de un vulgar filtro de 1.25", nos permite dar los primeros pasos en el mundo de la espectroscopía, la última frontera de la astronomía amateur.
Supongo que quien lea esto ya tiene una mínima idea de lo que es un espectro, pero por si acaso alguien no lo tiene claro, lo explicaré con palabras llanas. Trataré de exponer de manera sucinta lo que es la espectroscopía, cómo introducirse en ella y las posibilidades que nos brinda a los aficionados.
Todos hemos visto alguna vez un espectro: si después de una tormenta o chubasco, al salir el Sol, tenemos la suerte de ver un arco iris, estamos viendo de hecho el espectro del Sol. Así que un espectro no consiste más que en descomponer la luz que a nosotros nos parece monocroma (de un solo color) en sus propios colores. La luz solar y de las estrellas no es más que radiación electromagnética que viene mezclada en todas sus longitudes de onda, formando un cóctel que, al pasar por un elemento dispersor (un prisma, una red de difracción, etc), se descompone en todas sus longitudes de onda. Y eso incluye no solo a la luz visible y sus colores, sino lo que se entiende todo el espectro electromagnético: rayos gamma, rayos X, ultravioleta, infrarrojo, microondas, ondas de radio...
Viendo las imágenes de arriba ya comprendemos que lo que entendemos por luz visible, no es más que una pequeña región intermedia de lo que configura el espectro elesctromagnético completo. Por raro que suene, los rayos X, las ondas de radio o las microondas tienen exactamente la misma naturaleza que la luz visible.
Lo interesante en Astronomía (y esto se extiende a otras ciencias) es que descomponer la luz de un objeto astronómico y obtener su espectro nos da mucha información acerca de su naturaleza. De hecho, el astrónomo tiene la desventaja, frente un biólogo o un geólogo, que no puede traerse una muestra de cielo y examinarla en el laboratorio (meteoritos aparte, claro), así que la única información que puede recoger es su luz, y con ella, lo único que podemos hacer es medir su intensidad o descomponerla en colores (mejor dicho, frecuencia o longitud de onda). Esto nos da acceso a averiguar no solo la composición química del objeto en cuestión, sino a descubrir los procesos físicos que tienen lugar en el mismo.
No me extenderé en explicar los fundamentos de la espectroscopía, hay mucha información en Internet donde pueden consultarse esos fundamentos, que no son difíciles de comprender siempre que no nos metamos de lleno en el formalismto teórico, donde manda la mecánica cuántica más dura y difícil de entender para los no versados, entre los que me encuentro. Sí quiero recordar algo básico que, además, servirá para mostrar tres leyes fundamentales de la espectroscopía, que no son otras que las Leyes de Kirchofff.
Los objetos que emiten luz presentan normalmente un espectro de emisión continuo a modo arco iris (1ª ley de Kirchoff). Eso es lo que hace un cuerpo ideal (que no existe en la realidad pero que va muy bien para hacer una buena aproximación al mundo real) que es previamente "calentado", lo que llamamos un "cuerpo negro". Una estrella se comporta de manera muy similar a un cuerpo negro. Sin embargo, su luz atraviesa la "atmósfera" de dicha estrella y los elementos químicos que se hallan en ella absorben luz en unas zonas muy concretas del espectro, con lo que dicho espectro será similar al del arco iris, pero surcado por líneas o bandas de absorción (2ª ley de Kirchoff). Y son estas líneas las que nos proporcionan valiosa información sobre el objeto en cuestión.
También se da el caso de que una nube de gas refleje luz o sea excitada por la luz de una estrella. En ese caso, será el gas quien emita luz, pero ya no será un espectro continuo, sino que tendremos un espectro discontinuo de emisión, propio de las nebulosas (3ª ley de Kirchoff).
Aunque las estrellas son quizás los objetos más observados espectroscópicamente, no son los únicos. Cualquier objeto que emita o refleje luz, es susceptible de analizarse espectroscópicamente. Nebulosas, galaxias, planetas, cometas, asteroides, estrellas fugaces... todos estos objetos pueden analizarse por espectroscopía. Ya se ve, pues, que el campo de observación puede ser muy grande. Más aún si tenemos en cuenta que en muchos casos los espectros son dinámicos, es decir, que cambian con el tiempo: es el caso de los cometas y el de las estrellas variables (y algunas dobles).
El caso de las estrellas es fascinante. Ya he comentado que las estrellas presentan un espectro de emisión continuo surcado por numerosas rayas de absorción, rayas (y bandas en algunas estrellas) que son caracteristicas de la temperatura de la estrella. Así, las estrellas más calientes suelen presentar un espectro bastante simple dominado por intensas líneas de absorción del hidrógeno (la serie de Balmer) y a veces de helio. Las más frías, en cambio, muestran intensas bandas de absorción de óxidos de metales de transición. Las intermedias, como el Sol, presentan numerosas líneas metálicas. Así es cómo se clasifican las estrellas y de ahí vienen las famosas clases espectrales que todos habremos visto alguna vez (la famosa clasificación de Harvard: OBAFGKM).
Sin embargo, algunas estrellas presentan líneas de emisión. Si eso pasa, malo (para la estrella, se entiende), porque algo anormal está pasando. Estos son los objetos que más interesa estudiar a los astrónomos.
¿Y qué decir de los cometas? Pues que un espectro nos dará información de la composición química del mismo, sobre todo de sus volátiles, y eso nos puede interesar para darnos pistas de su posible evolución fotométrica, algo que nos trae de cabeza a todos cuando se descubre un cometa potencialmente brillante.
Los astrónomos utilizan los espectros para obtener toda esta información, y mucho más. Hasta hace poco, la espectroscopía era material reservado solo para los sionales, pero desde hace 10-15 años está penetrando lentamente (pero con paso firme) en el mundo amateur, coincidiendo con la comercialización de varios espectrógrafos de baja y media resolución. En la siguiente imagen figuran varios modelos de espectrógrafos comerciales, junto con sus precios (2015) y las resoluciones que alcanzan. Notar que tanto el DADOS como el Lhires III pueden intercambiar sus redes de difracción, con lo que pueden trabajar con diferentes resoluciones. Sin embargo, estos artilugios tienen precios que no bajan de 1500-2000 €, lo cual es un desembolso muy fuerte que no todo el mundo puede permitirse. El Alpy parece más económico porque puede comprarse por módulos, pero si queremos que rinda mínimamente necesitaremos comprar al menos dos módulos que cuestan cerca de 1500 €.
[img width=880 height=682]http://i61.tinypic.com/5y5jdg.jpg[/img]
Star Analyzer, el primer espectrógrafo
Por eso, para los que quieran empezar, existe la opción mucho más económica de adquirir una red de dispersión como el SA100. Su uso es muy simple: no hay más que enroscarla en el adaptador de 1.25" de cualquier cámara CCD, como si de un filtro se tratase, y hale, a observar. Su coste actual ronda los 120 €.
Existe también el SA200, especialmente concebido para usar en ruedas portafiltros. Se diferencia del SA100 en que la red tiene 200 l/mm, es decir, dispersa el doble a la misma distancia. ¿Significa esto que es mejor que el SA100? La respuesta, después de consultar algunos foros, está clara: NO. :nono: El SA200 se ha concebido porque si se monta en una rueda, quedará muy cerca del chip de la CCD y el SA100 dispersará demasiado poco, perdiendo eficacia. Tenemos que tener en cuenta una regla de oro en espectroscopía: a más dispersión, más resolución PERO menor señal (hará falta exponer más). Dicho de otro modo, en objetos brillantes podremos obtener espectros de alta resolución, mientras que en objetos débiles nos deberemos conformar con baja resolución o aumentar el tiempo de exposición y el tamaño del telescopio.
Para escoger correctamente qué red de difracción nos irá mejor es necesario tener en cuenta el diámetro y focal de nuestro tubo, así como el tamaño del chip y de sus píxeles. El seeing también influye en este caso (no así en un espectroscopio de reja de difracción, pero no es éste el caso). En general se recomienda adquirir el SA100 para la mayoría de los casos, y dejar solo el SA200 para el caso de ruedas portafiltros o telescopios de focal muy corta (f/4 o menos). En caso de duda, la empresa que vende estas redes tiene en su página web una calculadora que nos dirá qué red es la que mejor nos puede ir.
http://www.patonhawksley.co.uk/calculator/
En mi caso, para un tubo newton 200/940 y una Atik 314L+, el SA100 es el que mejor prestaciones proporcionaba. Si hubiese optado por el SA200, hubiese tenido que interponer una Barlow 2X para lograr una resolución adecuada, lo que complicaría las cosas.
¿Y qué vamos a necesitar?
Eso dependerá de nuestras ambiciones. En las siguientes imágenes muestro lo que podría ser un instrumento sencillo para iniciarse.
Está compuesto por
Tubo óptico: en principio sirve cualquiera (ver más abajo).
Montura ecuatorial motorizada, preferiblemente con autoguiado (en la imagen no se ve, pero es una HEQ5 Syntrek).
El espectrógrafo roscado a la CCD, como si de un filtro se tratase.
Cámara CCD o DLSR de adquisición. Preferibles de píxel pequeño o mediano antes que grande (mejor resolución). En la imagen, una Atik 314L+.
Cámara de autoguiado (en la imagen una ASI 120 MM), aunque si la estrella es brillante podemos prescindir de ella.
Ordenador de adquisición.
Software de adquisición tipo Maxim Dl o equivalente.
Software de análisis: VSpec o ISIS (gratuitos).
Inglés o francés
Digamos que cualquier telescopio apto para fotografía o fotometría también servirá para nuestro propósito. Incluso pequeñas ecuatoriales motorizadas no aptas para astrofoto pueden servir. Y la cámara puede ser color o monocroma, aunque las segundas son más sensibles. Una cámara planetaria de vídeo también sirve, aunque se recomienda que no tenga el filtro IR para no bloquear esa zona del espectro.
El tema del idioma puede sonar a chanza, pero no. Estamos en un campo aún poco explorado y son los franceses y los alemanes los que más dominan el tema y los que suelen recoger y centralizar las observaciones (y pronto los americanos, ya veréis). Para dar unos primeros pasos no es necesario conocer estas lenguas, pero si en el futuro queremos ir más allá, las vamos a necesitar. Al menos, el inglés aunque sea "chapurreado". El que suscribe no es precisamente Charles Dickens escribiendo ni mucho menos hablando, pero con ayuda de San Google Traductor se sale adelante...
Hecho este inciso, y volviendo al tema, cualquier tubo sirve, aunque focales menores de f/5 pueden comprometer la resolución. No son muy recomendables los refractores acromáticos, pues su propio cromatismo alterará el espectro en sus extremos. Mejor reflectores o APO's de buena calidad. ¡Ah!, y una cámara DLSR con un objetivo normal, montada sobre un caballete o una montura ecuatorial, también nos puede dar resultados interesantes.
De hecho, muchas veces ni siquiera el tubo es necesario. Hay quien hace un apaño a base de celo y lo engancha al objetivo de una cámara DLSR para obtener espectros muy brillantes, y es la solución si queremos, por ejemplo, obtener espectros de estrellas fugaces. Y hay incluso quien va más allá y trata de mejorar la resolución colocando un prisma delante del SA100, obteniendo lo que se llama un "grisma" (el Alpy 600 funciona con un grisma). Eso permite mejorar ligeramente la resolución o "finura" espectral.
Bien, ya tenemos nuestro SA100. ¿Cómo proceder con él?
Lo primero es saber cómo trabaja. Si exponemos el SA100 a una fuente de luz, veremos cómo la difracta y qué interesa observar. En la siguiente imagen, vemos que la luz de una bombilla (lámpara electrónica de bajo consumo) se difracta en muchas imágenes cuya intensidad va decreciendo conforme aumenta el orden de difracción. La bombilla sin difractar es el orden 0. Las primeras imágenes que la flanquean los los "órdenes 1"; las siguientes, "órdenes 2", y así hasta el infinito.
Obsérvese que el orden +1 es particularmente brillante. Éste es el que nos interesa observar... y de paso, ya intuimos cómo el espectro de la lámpara no es continuo. Si interponemos una fina rendija (que podemos hacer con un trozo de papel) ya vemos que la resolución aumenta y se distinguen ya algunas líneas, que corresponden a gases nobles (argón, xenón) y mercurio (¡por eso jamás arrojaremos una lámpara electrónica de bajo consumo a la basura!).
Visto esto, el siguiente paso es colocarlo a una distancia adecuada de nuestro sensor (verifiquemos esto con la calculadora antes sugerida) y sobre todo, orientarlo bien. El SA100 lleva una marca que debe quedar paralela al chip (paralela a su lado rectangular mayor). De esta manera, conseguiremos que el espectro quede horizontal en estas tomas, y no es una cuestión tanto de estética como de lograr una eficacia óptima. Lo más probable es que si lo roscamos hasta el final no quede paralelo, y para eso el SA100 viene con un anillo que permite "fijarlo" con la orientación correcta (a malas, se fija con un poco de celo). Es una operación que tendremos que acabar de pulir tomando imágenes de estrellas, pues a no ser que tengamos mucha suerte, los espectros los tendremos algo torcidos y sería bueno que queden bien horizontales. De lo contrario no optimizaremos al máximo la resolución y tendremos trabajo "extra" rotando la imagen, a no ser que usemos el programa ISIS, que lleva una herramienta para corregir esto.
[size=8pt](Imagen cortesía Christian Buil)[/size]
Tengamos en cuenta que, por convención, la parte azul del espectro debe quedar en la parte izquierda de la imagen. Si está al revés deberemos girar 180º la imagen.
El enfoque es crítico, como siempre, y lo obtendremos apuntando a una estrella no demasiado brillante, una de 2ª o 3ª magnitud quizás es mejor que una de mag. 0. Centraremos la imagen de manera que aparezcan simultáneamente la estrella y el primer orden de difracción y procederemos a enfocar. ¡Ojo!, no hay que ajustar el foco sobre la estrella (que quedará algo desenfocada) sino sobre el espectro. Y para eso escogeremos una estrella de clase A, que son las más útiles para ello (y para calibrar, ya hablaremos de eso) por presentar con claridad las bandas de la serie de Balmer del hidrógeno, que es el detalle que mejor veremos juntamente con las bandas de óxido de titanio en las estrellas M (pero al ser bandas, no van bien para enfocar). Si la estrella presenta líneas de emisión, más fácil será enfocar, como es el caso de la siguiente imagen.
[size=8pt]Espectro de gamma Cas (cortesía Christian Buil)[/size]
También pueden ser útiles las bandas atmosféricas de absorción del oxígeno, visibles en la parte roja del espectro. Pero tengamos en cuenta un detalle: debido a la refracción que la luz experimenta al atravesar la red de difracción, el foco no será el mismo en la zona azul que en la roja. Personalmente recomiendo enfocar con una estrella de clase A y tomar como referencia las bandas de hidrógeno visibles en la parte azul, es decir, todas excepto la H-alfa. O bien enfocar con una estrella con líneas de emisión: estrellas Be (gamma Cas, Alcione...), variables simbióticas (AG Peg, CH Cyg...), estrellas Wolf-Rayet, etc.
Conseguido el foco, lo único que queda es exponer como si de una toma fotográfica se tratase. Con autoguiado es posible obtener tomas largas, pero como pasa con fotometría, es importante exponer para obtener una alta relación señal/ruido (S/N), pero sin saturar la imagen ni rebasar el límite de linealidad de la CCD, o de lo contrario nuestro espectro se desvirtuará.
Otro tema muy importante a tener en cuenta, especialmente en campos muy poblados de estrellas. Es muy posible que una estrella intrusa se superponga a nuestro espectro y proporcione una falsa línea de emisión, o que por estar alineadas, se superpongan dos espectros. Deberemos ser muy cautos para evitar esto, y no siempre será posible evitarlo: de hecho, es un inconveniente que solo tienen los Star Analyzer, ya que el resto de espectroscopios disponen de una reja o "slit" que permite aislar la estrella a observar del resto del campo.
Éste es un caso claro de contaminación por estrella intrusa y por superposición de espectros. Se soluciona girando ligeramente la cámara:
[size=8pt](imágenes cortesía Christian Buil)[/size]
Hecha la toma, tendremos que proceder al calibrado. Además de bias, darks y flats, aquí tenemos un trabajo extra: debemos tomar un espectro de referencia para poder calibrar bien el nuestro, pues no olvidemos que deberemos identificar correctamente a qué longitud de onda aparece cada línea. De lo contrario, nuestro espectro de nada servirá.
Normalmente lo que hacen los espectroscopistas experimentados es, sin mover demasiado el telescopio (mejor, nada, para evitar que posibles flexiones introduzcan errores accidentales), alumbrar el tubo con una lámpara de calibración de una manera similar a la toma de flats, o utilizar las lámparas que muchos espectroscopios ya llevan consigo. Pero estas lámparas son especiales: no valen ni las clásicas de wolframio ni los LED's, que proporcionan un espectro continuo e inútil para este caso. Suelen emplearse lámparas que proporcionan un espectro discontinuo y muy bien caracterizado. Es un tema que no vale la pena considerar ahora. Para nuestro caso, y dado que trabajamos con muy baja resolución, es tolerable el error de algunos ångströms en el posicionamiento de las líneas. Por tanto, podemos calibrar cualquier espectro tomando como referencia, uno de una estrella de clase A y midiendo sus muy marcadas líneas de hidrógeno. O si queremos ser muy puristas, podemos utilizar una bombilla de bajo consumo, que proporciona unas pocas líneas discretas y bien definidas, suficientes para nuestro caso.
Podemos proceder ahora al análisis con cualquiera de los programas de reducción que tenemos disponibles. Los hay de pago y gratuitos. Me ceñiré a los segundos.
Existen dos programas salidos de las mentes de los (para mí) líderes mundiales en espectroscopía amateur: los franceses. Uno, el que más he usado, es el VSpec, sencillo e intuitivo, es quizás el más extendido a nivel mundial y lo usan entre otros, observadores como el germano Richard Walker, uno de los mejores observadores que conocemos. El otro, ISIS, salido de las manos del gurú de la espectroscopía francesa, Christian Buil, es también sencillo de utilizar pero no lo he tocado apenas. Lleva plantillas para trabajar con diversos espectrocopios muy populares, como nuestro SA100.
Una vez descargado e instalado Vspec, lo primero que haremos será abrir una imagen (que habremos calibrado previamente con darks, flats, bias...) y proceder a hacer lo que se llama el "binning". Estiraremos previamente el histograma para visualizar mejor el espectro y con el "binning" obtendremos una representación en 2D en forma gráfica en el que destacará un intenso pico (el orden cero) y el espectro.
[img width=1100 height=618]http://i57.tinypic.com/108cy8n.jpg[/img]
[size=8pt]Pantallazo del VSpec mostrando el proceso de "binning": se enmarca el espectro y la estrella que lo origina y se obtiene su representación gráfica[/size]
A partir de aquí, jugaremos con las opciones del programa para lograr una buena representación del espectro. En general, nos interesará abarcar todo el espectro visible (3800-7000 Å) y parte del infrarrojo cercano (NIR, 7000-9000 Å). También podemos divertirnos tratando de identificar las diversas líneas de absorción o emisión, usando para ello diversos atlas y catálogos. Yo recomiendo los de Richard Walker, que posee una excelente colección de espectros, atlas e instrucciones de tratamiento y análisis, que satisfarán incluso a los espectroscopistas avanzados. Estos documentos son gratuitos y están disponibles para su descarga en su página web, escrita en alemán pero con versión en inglés de dichos documentos.
http://www.ursusmajor.ch/astrospektrosk ... kers-page/
No obstante, vuelvo a insistir que, hagamos lo que hagamos, un espectro es completamente inútil si no se calibra correctamente.
El calibrado
En fotometría una imagen se calibra en dos partes: una primera, tratando la imagen con sus darks, flats y (si procede) bias, y una segunda, en que se realiza la medida tomando una estrella patrón de magnitud conocida (o desconocida si solo interesa fotometría diferencial). En espectroscopía la primera parte es igual, aunque para un SA100 no es muy crítico, la verdad.
Sin embargo, es imprescindible saber en qué longitudes de onda aparecen las distintas líneas del espectro, y para eso debemos contar con una buena referencia. Para eso es necesario obtener un espectro de un objeto cuyas líneas estén bien calibradas, y usarlo de referencia. Muy importante es que, entre la obtención del espectro de referencia y el de la estrella "problema", no debemos mover en absoluto la cámara ni el espectrógrafo. Posibles flexiones pueden introducir un error accidental que en el SA100 no es crítico, pero sí lo será cuando trabajemos con mayores resoluciones. Si es posible, obtengamos el espectro de la estrella y, moviendo lo mínimo, el de la estrella patrón o el de la lámpara de calibración.
Para calibrar nuestro SA100, iremos a una estrella de clase A no muy brillante (máximo mag. 2-3) y tomaremos un espectro. Estas estrellas presentan intensas líneas de absorción del hidrógeno. Bastará con ir a una tabla en la que aparezcan los desplazamientos de la serie de Balmer del hidrógeno y calibrar sus dos o tres principales líneas de absorción (H-beta, H-gamma y H-delta). Para ello, usaremos la herramienta de calibración de VSpec, introduciremos estos valores y el programa nos devolverá un dato: el "sampling" o muestreo en Å/píxel, valor que anotaremos cuidadosamente.
De esta manera, cuando abramos nuestro espectro a analizar, no tendremos más que calibrar utilizando la opción de "calibrado con una línea + resolución". El programa nos pedirá que calibremos una línea, que será una que hayamos identificado previamente. Seguidamente introducimos el sampling... et voilà, calibrado.
Si no somos capaces de identificar ninguna línea o no estamos seguros, podemos utilizar el orden cero como línea de calibración (evidentemente, le daremos la longitud de onda "0"). No obstante, este método adolece de menor precisión, pues la dispersión de una red no es del todo lineal e introduce cierto error. Pero más vale eso que nada, y a nuestro nivel puede bastar. El uso de una lámpara de calibración (una lámpara electrónica de bajo consumo como solución barata, o mejor, una lámpara de neón) sería otra alternativa, pero al carecer nuestro SA100 de slit, se antoja una solución poco práctica.
Otro aspecto importante a tener en cuenta es la llamada "respuesta espectral" de nuestro sistema óptico, que varía de un tubo a otro, de una cámara a otra, etc. Para introducirse con el SA100 es un problema que podemos obviar de entrada, pero si queremos hacer las cosas de manera pulida, deberemos tenerlo en cuenta, especialmente cuando trabajemos con espectrógrafos más avanzados. Básicamente consiste en obtener el espectro de una estrella bien conocida y sustraerle el espectro normalizado de la misma que ya traen programas como VSpec. La diferencia obtenida deberemos aplicarla a todos los espectros que obtengamos. Viene a ser... como obtener un "flat" del propio espectro.
¿Y qué observar?
Lo que comentaré a continuación vale más para espectrógrafos de reja ("slit") de dispersión de baja resolución (Alpy-600, DADOS, etc.) que para un Star Analyzer, pero sirva de ejemplo para evaluar las posibilidades de la espectroscopía amateur. Con un espectrógrafo como los anteriormente citados, capaces de alcanzar una resolución de al menos R=500 podemos
Clasificar las estrellas por su clase espectral.
Estudiar las estrellas Of y Oe y seguir sus variaciones.
Estudiar las estrellas LBV (Variables Luminosas Azules) como P Cygni.
Estudiar las estrellas Wolf-Rayet.
Descubrir estrellas Be y/o seguir sus estallidos.
Estudios de variables pulsantes: cefeidas, DSCT, RR Lyr, Miras, etc... sus espectros cambian según el estado en que se encuentren.
Estrellas T Tauri.
Nebulosas planetarias, determinación de sus parámetros físicos y posibles variaciones.
Estrellas simbióticas: hay campañas activas de seguimiento.
Seguimiento de novas, supernovas y variables cataclísmicas varias. Calcular la velocidad de expansión de los gases eyectados (perfil P Cygni).
Binarias espectroscópicas.
Determinar velocidades radiales.
Estudios de cúmulos estelares.
Quasars y galaxias activas.
Cometas y su composición química.
Atmósferas planetarias.
Recomiendo la lectura del siguiente PDF, que explica más detalladamente las posibilidades que comento
http://www.astronomie-amateur.fr/Docume ... lution.pdf
Es obvio que muchos de estos trabajos no los puede realizar el Star Analyzer o se verá muy limitado. No esperéis que un SA100 detecte un perfil P Cyg, no lo hará. Pero incluso en algunos casos muy determinados un SA100 puede arrojar datos válidos. De hecho, con un SA100 podríamos obtener el espectro de un quasar y calcular a qué velocidad se aleja solo con medir el desplazamiento Doppler de sus líneas. También nos permitirá identificar y clasificar novas o supernovas. De hecho, su principal ventaja es la de poder obtener muchos espectros a la vez, que luego podremos afinar con un espectrógrafo de mayor resolución.
Como muestra, he aquí algunos espectros obtenidos por el autor. El primer corresponde a una estrella normal de clase A, mostrando las intensas líneas de Balmer del hidrógeno, características de esta clase.
El segundo corresponde a la variable simbiótica (tipo Z And) CH Cyg, que durante la presente campaña está especialmente brillante, y donde se observa cómo, a un espectro clásico de tipo M, donde se aprecian bien las bandas de absorción del óxido de titanio, se superpone un espectro de emisión dominado por la serie de Balmer del hidrógeno.
El tercero corresponde a AG Peg, otra variable simbiótica. Es similar al de CH Cyg, aunque aquí se aprecian, además, líneas de emisión de helio. El mensaje es el siguiente: tenemos una estrella de clase M (más caliente que CH Cyg, pues las bandas moleculares destacan poco) con una envoltura de hidrógeno en expansión, que produce las intensas rayas de emisión de hidrógeno (el perfil P Cyg existe pero el SA100 no lo distingue). Y orbitando a la estrella, formando un sistema binario envuelto en esta nebulosa, existe otra estrella muy caliente que produce líneas de emisión de helio neutro e ionizado, una de las rarísimas estrellas de Wolf-Rayet.
Y el cuarto, un espectro de la Nova Sgr 2015 nº2 cuando se encontraba cerca del máximo de luz: se aprecia igualmente la serie de Balmer y, además, la presencia de bandas del hierro, delatando que estamos ante una nova del tipo Fe II, distinta del otro tipo que existe (novas de He/N). La resolución es muy baja, no llega ni a 100, pero suficiente para apreciar sus características principales.
Si la fotometría supuso un gran salto cualitativo y cuantitativo para los aficionados a hacer ciencia seria y enterraba el viejo mito de que las observaciones de aficionados tenían poco valor por su subjetividad, la espectroscopía representa la consolidación de este salto y abre un enorme y nuevo abanico de posibilidades en un terreno que solo en los últimos años está empezando a demostrar su potencial. A diferencia de la fotometría, cada vez más monopolizada por los grandes surveys, la espectroscopía escapa de momento a este "monopolio" y es aquí donde el aficionado tiene mucho que decir y aportar. No en vano el astrofísico Mark Kidger asegura que hoy día prácticamente ningún sional obtiene espectros de novas, con lo que se está dejando escapar un importante bagaje de datos e información.
Y evidentemente, no solo novas. En los proyectos observacionales de la AAVSO no solo se pide fotometría, también los sionales demandan cada vez más datos espectroscópicos. Y todavía son pocos los aficionados que se dedican de manera seria. Así que, para el que quiera ir aún más allá, tiene en la espectroscopía un auténtico desafío para explorar, descubrir, disfrutar y hacer importantes contribuciones al mundo sional.
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Re: Star Analyzer, el camino hacia la última frontera.
Mensajepor hidra » Jue Ago 27, 2015 11:32 pm
Muchisimas gracias por compartir Fran, menudo trabajazo te has pegado y además se hace ameno de leer.
aquí hay materia para introducirse en este campo ta abandonado por los astronomos amateurs.
Si no me equivoco, a parte de las redes comerciales, hay gente que se las fabrica, ¿sabes si hay información al respecto?
además me consta que las redes que fabrican los amateurs de aquí tienen poco que envidiar a las comerciales.
Mensajepor Fran » Vie Ago 28, 2015 5:22 pm
Gracias, Luis,
Sí, hay gente que las compra y se hace sus propios "SA100", y con más líneas todavía. Pero para lograr mejores resoluciones hay que empezar a pensar en colocar "slits" o rendijas.
Creo que por ebay o sitios así se pueden comprar y no salen caras. Las he visto de 50 hasta 1800 l/min. Podría valer la pena adquirir una de 100 y otra de, por ejemplo, 300 o 500 y comparar a ver qué sale.
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References: resolución 
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