Hace
ya más de dos años desde la última vez (que también fue la primera) que estuve
trasteando con los espectros (https://www.astrocordoba.es/foro/estrellas-dobles/6018-espectro-estrella-albireo-cyg).
La noche del pasado 15/12/18, aprovechando que estuve sacando un time-lapse al
cometa de moda 46P/Wirtanen(https://www.astrocordoba.es/foro/cometas-y-cuerpos-menores/6204-cometa-wirtanen-15-12-18),
pensé (¡qué ingenuo!), que tal vez pudiera sacarle algo. Había leído, aquí y
allá, que con el SA100 era incluso posible extraer ciertas líneas y bandas de
emisión de sus elementos químicos y moléculas principales.
En
esta ocasión utilicé la Canon 550d modificada (sin el filtro IR), en lugar de
la QHY5L-II que había usado para los
espectros de la doble de Albireo. Aunque la QHY da una mayor sensibilidad por ser
ccd y un rango de respuesta espectral ligeramente superior a la reflex, al ser
el tamaño del chip de la réflex mucho mayor, podría exprimir aún más la dispersión,
y sobre todo, podría capturar con más facilidad detalles en la zona “roja” del
espectro, ya que la QHY presenta una respuesta espectral muy pobre en el entorno
del Hα.
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Espectro de
estrella θ Auriga
Con
objeto de obtener la dispersión espectral y poder calibrar luego el cometa, debía
localizar una estrella del tipo espectral A0 que estuviera relativamente cercana.
La seleccionada fue la estrella θ Aur,
cuyo espectro fue el siguiente:
Sobre
la imagen, ya se pueden intuir algunas de las líneas de Balmer del hidrógeno (Hγ
y Hβ).
Tras
realizar la calibración del espectro ("original"), la dispersión
obtenida es de 2,8 Å/pixel:
Para
obtener el espectro "definitivo", esto es, el espectro calibrado y
corregido de θ Aur, una vez obtenida
la respuesta espectral de la cámara, lo restaremos del espectro “original”. Sobre
éste ya calibrado, se representan las líneas de absorción detectadas. En la
figura adjunta se muestra el espectro "definitivo" obtenido y el
espectro "de referencia" (estrella del tipo A0v):
Y
efectivamente... hemos conseguido extraer las líneas de absorción de la serie
de Balmer del hidrógeno (Hγ, Hβ, e incluso Hα).
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Seguidamente,
apunté al cometa, y 😢😢 ¡¡Imposible sacarle ningún detalle en el espectro!! 😩
Como
se puede observar, al ser Wirtanen un cometa bastante débil para el SA100, el
“simulacro” de espectro que se obtiene es tremendamente difuso y no hay atisbo
de líneas de emisión de alguno de sus elementos químicos o moléculas.
Mi
gozo en un pozo...
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Espectro de estrella γ Casiopea
Para no irme de vacío, decidí intentar sacar algún espectro a alguna estrella un tanto “especial”. Un objetivo fácilmente localizable por ser una estrella brillante es γ Cas (gamma Casiopea), también conocida como Tsih. Es una estrella de clasificación espectral tipo B0, una subgigante azulada de unos 25.000ºK, esto es, de las más calientes de las del tipo B (recuérdese la escala de clasificación espectral OBAFGKM). Las estrellas tipo B tienen una temperatura entre los 10.000ºK y los 25.000ºK, por lo que γ Cas está prácticamente en el límite con las del tipo O. Pero lo más peculiar de esta estrella, es que pertenece al subgrupo de estrellas tipo Be, que se caracterizan por presentar ciertas líneas de emisión del hidrógeno (en lugar de las tradicionales líneas de absorción). Esta aparición de las líneas de emisión se explica por la presencia alrededor de la estrella de una importante envolvente de gas (muy estirado por la rápida rotación de la estrella), que al ser excitado por la energía ultravioleta liberada por la misma, emite radiación de luz. Se trata de una estrella variable eruptiva, ya que debido a la alta velocidad de rotación de la estrella se produce una pérdida continua en el tiempo de su masa estelar, de ahí sus variaciones de brillo. Esta pérdida de masa se debe a que verdaderamente γ Cas es una estrella binaria espectroscópica, esto es, un par constituido por la estrella gigante tipo Be y una enana blanca muy próximas entre sí. Parece ser que la enana blanca al ser de una masa muy superior a su compañera, está absorbiendo continuamente las capas más exteriores de la primera.
El espectro captado de γ Cas es el siguiente, donde ya se
pueden intuir las líneas de emisión de la serie de Balmer del hidrógeno:
¡ Y
bingo! Ya se aprecian las líneas de emisión del hidrógeno Hβ, y aún más acusado
de Hα.
Tras
realizar su calibración, el espectro obtenido es:
Y
finalmente, obtenemos el espectro "definitivo", esto es, ya calibrado
y corregido con la respuesta espectral de la cámara y su comparación con el espectro
"de referencia" (estrella del tipo B0):
Puede
observarse, que al ser γ Cas una
estrella con tipo espectral Be, sus líneas de la serie de Balmer del hidrógeno
está en emisión, al ser un caso especial de estrellas del tipo B, cuyo espectro
de referencia muestra sus líneas del hidrógeno en absorción (que es lo común).
Importante
destacar, como se dijo al principio, que el haber utilizado la cámara réflex
sin el filtro IR, me ha permitido detectar detalles de la línea de emisión Hα
(que hubiera sido más díficil con la QHY). Son precisamente esas líneas de
emisión del hidrógeno captadas en el espectro, lo que evidencia que la estrella
está rodeada de una gran masa de gas que está siendo absorbida por su compañera
(la enana blanca).
Esperemos
no dejar para muy tarde la próxima "noche
de los espectros" para no oxidarnos mucho en este mundillo.
Equipo
utilizado:
C9,25”
a f6,3 + SA100 + Canon 550d modificada.
Software:
RSpec.
Jose M. Aumente
Jose M. Aumente
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