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):