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.