Espectros con espectrómetro de rendija casero

Los espectros que se muestran a continuación son ejemplos capturados con un espectrómetro de rendija de fabricación casera basado en una red de difracción de reflexión con 600 lineas/mm. 

 

El espectrómetro se acoplo a foco primario de un LX200 de 8". La cámra utilizada fue la QHY Img2 Pro, el software de control de la cámara MaximDL  y el procesado del espectro con la aplicación RSpec, incluyendo la apilación de imágenes.

 

La dispersion es del orden de 2.2 Angstroms/Pixel, lo que da un poder de resolución en el mejor de los casos de 4.4 Angstroms (2 pixels). Comparando el espectro capturado con otro capturado con un espectrómetro de mayor resolución, se puede apreciar que resuelve razonablemente bien lineas con sepación de unos 10 o 15 Angstroms. Desde luego es un espectrógrafo de baja resolución como cabe esperar por la red de difracción usada, pero con resultados razonablemente buenos. 

Estrella Vega:

 

En rojo el espectro capturado y en azul un espectro obtenido en la página de Chritian Bill y capturado con el espectrómetro MERIS (MEdium Resolution Imager Spectrograph).

 

Tanto el espectro capturado como el utilizado de referencia se muestran sin calibración de respuesta del instrumento.

 

El espectro cubre desde  3900 y 7000 angstrom, con una dispersión de 2.2 angstrom por pixel.

 

El parecido de ambos espectros es evidente, especialmente en las lineas de absorción más pronunciadas.

 

 

En rojo el mismo espectro de la estrella Vega y en azul la referencia de estrella de tipo espectral AV0. La coincidencia de las lineas de absorción es clara. 

En esta comparación los perfiles de los espectros se ven más diferentes dado que el espectro de referencia está calibrado y el capturado no, aunque siguen coincidiendo las lineas de absorción principales.

Se muestra el espectro de la estrella Vega en el que se han señalado las principales lineas.

 

Se observan claramente las lineas del hidrógeno.

 

Se ha señalado también la linea de absorción telúrica de O2, que es la principla diferencia entre el espectro capturado y el del tipo espectral de referencia AV0 en el rango de 3900 a 7000.

 

Espectro de Procyon comparado con espectro de referencia:

 

En rojo el espectro capturado y en azul el espectro de referencia del tipo espectral F5iv

Espectro de Betelgeuse comparado con espectro de referencia:

 

En rojo el espectro capturado, en azul el espectro de referencia del tipo espectral M2i

Vega
Procyon
Betelgeuse
Sirius

Espectro de Sirius comparado con espectro de referencia:

 

En rojo el espectro capturado y en azul el de referencia de tipo espectral av2.

Espectro de Procyon capturado

Espectro de Betelgeuse capturado

 

Espectro de Sirius capturado

 
 

Cálculo de la velocidad y distancia del quasar 3C273

El quasar 3C273, en la constelación de Virgo, es uno de los primeros quasar descubiertos y bastante asequible para el estudio de la astronomía amateur por su luminosidad aparente de 12.7 en V a pesar de ser un objeto muy lejano, de hecho es el quasar más luminoso conocido. El estudio de su espectro nos permite mediante le medida del desplazamiento al rojo, estimar su velocidad y a partir de la Ley de Hubble, calcular su distancia.

Para la medida del desplazamiento al rojo se ha utilizado un tubo C11 con reductor de focal f6.3 sobre montura EQ8, con cámara ST8XME y filtro SA200. Se han realizado 16 tomas fotográficas de 300s con seguimiento OFF AXIS con cámara Lodestar X2.

Mediante el software RSpec se ha representado el espectro obtenido y señalado las líneas de emisión del hidrógeno H alfa, beta y gamna:

Para la calibración (correpondencia de pixels con longitud de onda en Angstroms) se ha realizado una captura del espectro de Vega mediante 15 tomas de 0.05s. Dado que Vega es una excelente referencia y las lineas absorción de hidrógeno se identifican claramente, podemos realizar la calibración con la correspondiente utilidad de RSpec.

Superponiendo ambos espectros vemos claramente el desplzamiento al rojo tal y como se representa en la siguiente figura:

Calculamos el desplazamiento al rojo para cada linea de hidrógeno señalada como:

       z = (longitud de onda medida - longitud de onda emitida ) / longitud de onda ermitida

Para H alfa:

        z = (7531 - 6563) / 6563 =  0.147

Para H beta:

       z = (5551 - 4861) / 4861 = 0.142

Para H gamma:

       z= (5008 - 4340) / 4340 = 0.153

El valor correcto es z = 0.158 por lo que los datos obtenidos son razonablemente buenos, especialmente considerando una dispersión en las medidas de 21.1 angstroms por pixel.

Interpretación de los datos

El desplazamiento al rojo medido, entorno a 0.15, implica que el quasar se aleja de nosotros a una velocidad aproximada del 15% de la velocidad de la luz. Esta velocidad aparente no es en realidad una velocidad cinemática, sino que se corresponde con la expanción del universo. Por este motivo, y aplicando la ley de Hubble, podemos deducir la distancia del quasar.

Si en lugar del dato obtenido de z igual aproximadamente a 0.15, utilizamos el aceptado de 0.1583, obtenemos una velocidad aproximada de:

    v=z*c aprox 47400 km/s

Aplicando la Ley de Hubble v=H*D, obtenemos:

   D=c*z/H  y considerando H=73 km/ s*Mpc obtenemos un dato de aproximadamente 650 Mpc o 2.12 billones de años luz

Un dato sorprendente de 3C273 es la magnitud aparente de 12.7 a una distancia de 650 Mpc. Vamos a calcular la magnitud absoluta  (magnitud con la que se vería a 10 pc) mediante la fórmula: M=m-5*log(D/10) siendo m la magnitud aparente y D la distancia en pc:

   M=12.7-5*log(650000000/10)=-26.3

Esta valor de magnitud absoluta es similar a la magnitud aparente del Sol (-26.7) lo que significa que a 10pc (unos 32 años luz) veríamos a 3C273 con un brillo como el que vemos el Sol desde la Tierra.

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