Las
estrellas objetivo en esta ocasión fueron:
- Kaus Australis (ε Sgr).
- Kaus Borealis (λ Sgr).
- Dschubba (δ Sco).
- Larawag (ε Sco).
- Antares (α Sco).
Kaus Australis (ε Sgr)
Con objeto
de obtener la dispersión espectral y poder calibrar el resto de estrellas, debía
localizar una estrella del tipo espectral A (o en su defecto tipo B) que
estuviera relativamente cercana, ya que estas estrellas deben mostrar claras
líneas de absorción de la serie de Balmer del hidrógeno. La seleccionada fue la
estrella ε Sgr, que es una
estrella de clase espectral B9v, con una temperatura de 9.200K y situada a 143
años luz. El espectro capturado 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 fue de 6,2 Å/pixel:
Para obtener
el espectro "definitivo", esto es, el espectro calibrado y corregido
de ε Sgr,
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 B9v):
Y
efectivamente... hemos conseguido extraer las líneas de absorción de la serie
de Balmer del hidrógeno (Hγ, Hβ, e incluso Hα).
Kaus Borealis (λ Sgr)
La estrella λ Sgr es del tipo
espectral K1III
con una temperatura de 4.700K y situada a 78 años luz.
El espectro
captado de λ Sgr es el
siguiente:
Tras
realizar su calibración, en este caso utilizando la propia estrella y la
dispersión espectral (6,2 Å/pixel) obtenida anteriormente, el espectro calibrado
es:
El pico que se aprecia en la banda de los 3.000 Å corresponde
realmente al orden 0 de una estrella más débil que se interpone en el espectro
de orden 1 de Kaus Borealis.
Y
finalmente, obtenemos el espectro "definitivo" sustrayendo la
respuesta de la cámara, y lo comparamos con su espectro de
"referencia" (estrella del tipo K1III):
En este caso
observamos como al ser λ Sgr una
estrella tipo K1, sus líneas de la serie de Balmer del hidrógeno han
desaparecido por completo, pero aparecen nuevas líneas de absorción del calcio
ionizado. También se intuye la banda molecular G y empiezan a intuirse algunas
líneas metálicas.
Dschubba (δ Sco)
La estrella δ Sco es del tipo
espectral B0
con una temperatura de 30.000K y situada a 490 años luz. Además, es una estrella tipo
"Be", esto es, pertenece al grupo de las del tipo γ Cas (gamma Cassiopea) presentando una línea
de emisión Hα que se explica por la presencia alrededor de la estrella de una
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.
El espectro
captado de δ Sco es el
siguiente:
Siendo su
espectro calibrado:
Comparamos
el espectro "definitivo" y el espectro de "referencia"
(estrella tipo B0iv):
En este caso
se aprecian levemente las líneas de absorción de la serie de Balmer del
hidrógeno Hγ y Hβ, y la línea de emisión Hα característica de las
"estrellas del tipo Be".
Larawag (ε Sco)
La estrella ε Sco es del tipo
espectral K2III
con una temperatura de 4.400K y situada a 64 años luz.
El espectro
captado de ε Sco es el
siguiente:
Y su
espectro ya calibrado:
Obtenemos su
espectro "definitivo" y lo comparamos con el espectro de
"referencia" (estrella tipo K2III):
Al igual que
en el caso de la estrella λ Sgr vista
anteriormente, se observa como sus líneas de la serie de Balmer del hidrógeno han
desaparecido por completo y aparecen las líneas de absorción del calcio
ionizado. También se intuye la banda molecular G y empiezan a intuirse algunas
líneas metálicas.
Antares (α Sco)
Antares es
"monstruo" situado 550 años
luz del tipo espectral M1. Si la situaramos en el centro de nuestro
sistema solar, su diámetro se situaría entre las órbitas de Marte y Júpiter, a
la altura del cinturón de asteroides ¡Impresionante! Es una supergigante roja y
por tanto bastante fría, con una temperatura de 3.500K que sigue creciendo en
tamaño en esta última fase de su vida.
El espectro
captado de α Sco es el
siguiente:
Su espectro ya
calibrado:
Finalmente,
obtenemos y comparamos el espectro "definitivo" con su espectro de
"referencia" (estrella tipo M1v):
Las
estrellas tipo M como Antares, se caracterizan especialmente por la aparición
en su espectro de las bandas moleculares del óxido de titanio (TiO). También siguen apreciándose algunas líneas metálicas del hierro y del magnesio.
Y eso es
todo...¡por ahora!
Equipo
utilizado:
C9,25” a
f6,3 + SA100 + Canon 550d modificada.
Software:RSpec.
Jose Maria Aumente (Ceres)
