A ver si aprendo algo de espectrometría y puedo empezar a aplicarla al estudio de las dobles.
El caso es que ayer pasé la noche trasteando con el SA100. El objetivo era probar diferentes configuraciones para ir cogiéndole el tranquillo a la metodología. Debo confesar que los resultados de esta sesión, mejoran sensiblemente a los obtenidos hasta ahora.
¿El motivo?...Bueno, en realidad son varios los motivos:
- Me he “inflado” de leer libros, trabajos y Webs espectrográficas.
- Para la adquisición de los espectros, he utilizado la Atik 16HR en lugar de la NexImage.
- He conseguido situar el SA100 a la distancia correcta del sensor, de manera que en las imágenes aparezcan completos los espectros de orden 0 y +1.
- He aprendido que lo que hay que enfocar es el espectro y no la estrella. La red de difracción hace que cuando uno está enfocado el otro no lo está…
- Poco a poco le voy cogiendo el tranquillo al programa de reducción Rspec y también estoy empezando a entender como funciona Vspec.
En fin, que con paso lento pero seguro…(O eso espero).
En esta ocasión pensé trabajar en la constelación de Cepheo que, en estas fechas, se encuentra especialmente bien situada durante la mayor parte de la noche sobre el OANL.
Y como la “cabra tira al monte”, escogí un sistema estelar de esos que podríamos calificar como mínimo de “curioso”, Gamma Cephei, 35 Cephei, HIP 116727, BD +76 928....
Se trata de una estrella que, aunque a primera vista parece solitaria, resulta que forma un par cerradito junto con una secundaria que con un AP 256º se encuentra situada a una distancia de tan solo 0.9” y que fue catalogado en 2006 por R. Neuhauser como NHR 9. Además resulta que aparte de estar catalogado como un par cerrado, también se trata de una binaria espectroscópica.
Y eso no es todo...
Resulta que esta estrella viaja acompañada por gamma Cephei b que, con un periodo calculado de algo mas de 900 días, es un mas que serio candidato a Exoplaneta.
¿¿¿Se puede pedir mas???
Bueno, pero como de lo que venia a hablar es de espectros, os diré que Gamma Cephei esta catalogada en la mayoría de las fuentes como una subgigante de tipo espectral K1 IV, o lo que es lo mismo, una estrella amarillo-naranja con un espectro que presenta las líneas de Hidrógeno no muy marcadas, un doblete de Sodio bastante evidente y algunas líneas correspondientes a metales neutros (Mn I, Fe I, Si I).
En esta sesión se ha trabajado con el refractor 120/1000 al que se ha acoplado (a foco primario) una CCD Atik 16HR equipada con el SA100. Con esta configuración y trabajando a Binx1 obtenemos imágenes de 1392x1040 píxels con un FOV de 22.9x30.7 arcmin y una resolución de 1.32”/pixel.
Para obtener un espectro con una relación señal/ruido aceptable, hemos apilado y sumado 10 tomas de 10sg como la que os presento más abajo y en la que podéis observar los espectros de orden 0 y +1
Una vez obtenida la imagen “maestra”, la tratamos con Photoshop de manera que obtenemos una imagen redimensionada (1250x100 píxels) de nuestro espectro, como la que podéis ver en la imagen siguiente junto al espectro de referencia de una estrella del Tipo K1IV.
¿Verdad que esto ya se parece algo mas a las imágenes espectrales que estamos acostumbrados a ver?
Una vez obtenida la imagen final de nuestro espectro, la cargamos en Rspec, la calibramos con un espectro de referencia y obtenemos el siguiente resultado…
¿Pero que es lo que nos dice esta grafica?
En el perfil espectral (así como en la imagen original) se muestran bien visibles las líneas de la serie de Balmer (Hidrogeno). En la zona de los 589 nm también se identifica el doblete de Sodio característico de las estrellas de tipo K. También creo haber identificado líneas de Calcio y algún metal como el Hierro, pero como todavía no estoy muy ducho en el tema, no me atrevo a señalar las líneas con fiabilidad. Por la dispersión del espectro podéis comprobar lo que os decía de la respuesta espectral de la Atik 16HR: el espectro presenta una dispersión de unos 400nm, siendo útil entre los 350-400nm y los 750-800n (Recordad que 1nm son 10Angstroms) y eso es algo que no está nada mal, no señor.
Y como me he enterado de que a partir del espectro podemos obtener la temperatura de una estrella, pues en eso que me he puesto:
Podemos calcular la temperatura (aproximada y media) de una estrella, a partir de la longitud de onda en la que presenta el máximo de su radiación termal. Una estrella emite su máximo de luz en una longitud de onda que viene determinada por su temperatura.
Así que si sustituimos nuestros datos (máximo en 489.3nm) en la siguiente ecuación, que relaciona la temperatura con la longitud de onda del máximo.
T = 2.897 x 10-3 m K / lambda peak m.
Obtenemos que la temperatura aproximada de Gam Cep es de:
T = 2.897 x 10-3 m K / (4.893 x 10-7 m) = 5900K
Dada la baja resolución del espectro con el que he trabajado, la aproximación es bastante buena ya que la temperatura calculada estaría bastante de acuerdo con la temperatura que cabria encontrar en una estrella de tipo G9-K0...y Gam Cep es del tipo K1.
Podemos pues confirmar que Gam Cep presenta en su espectro características propias de una estrella de tipo K, aunque llama la atención que el máximo de intensidad se centra en la zona de los 490-500nm, lo cual es mas propio de una estrella menos evolucionada. Se me ocurren algunas causas (que no tienen porque ser las correctas) para explicarlo:
- La baja resolución del espectro obtenido.
- Se ha calibrado el espectro sin tener en cuenta la influencia atmosférica.
- Se ha calibrado el espectro sin tener en cuenta la respuesta instrumental.
- El hecho de tratarse de una binaria acompañada de un planeta…¿Puede variar el espectro?
No se amigos, ¿A vosotros que se os ocurre?
Comparado con el de Mizar, que os mostré el otro día. ¿Va una diferencia, verdad?
Pues hasta aquí por hoy…Pero prometo aprender mas, para poder seguir dándoos la “lata”.
Un abrazo.
), cuenta conmigo para encargarte un par de ellas... 
Te agradezco mucho tus aportes y comentarios.
