Espectros estelares: constelaciones del Escorpión y Sagitario (16/07/19)

Otra vez más aprovechando mis vacaciones en la playa me dio por capturar espectros estelares, en este caso de algunas de las estrellas más luminosas de las constelaciones del Escorpión y Sagitario. Tras mis dos primeras experiencias con Albireo y Gamma Cassiopea, tenía intención obtener el espectro de la nebulosa Saturno con el propósito de capturar sus líneas de emisión Hα y Oiii, pero este objetivo estaba demasiado alto desde mi terraza y para intentar captarlo debía probar suerte a partir de las 5h. de la madrugada, así que decidí posponerlo para una ocasión posterior.

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)
Para 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 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 , 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 [color=red”>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 estrellaK1III con una temperatura de 4.700K y situada a 78 años luz.

Tras capturar el espectro de y calibrarlo (en este caso utilizando la propia estrella y la dispersión espectral (6,2 Å/pixel) obtenida anteriormente), obtenemos el espectro definitivo sustrayendo la respuesta de la cámara, y lo comparamos con su espectro de “referencia” (estrella del tipo [color=red”>K1III):

En este caso observamos como al ser 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.

(CONTINUARÁ…)

• Este debate fue modificado hace 4 meses, 2 semanas por AstroCordoba.
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