¿Cómo medir la composición de las estrellas

Espectrometría ( espectroscopia ) es la herramienta esencial utilizada por los astrónomos desde 1800 para medir la composición, el color y la temperatura de las estrellas a través de los análisis de los espectros de la luz emitida . Cada elemento químico revela un patrón de bandas distinto en el espectro de absorción de una estrella. Cuando la luz de una estrella se divide por el prisma o rejilla en un espectro de longitudes de onda , el patrón espectral refleja la composición de la estrella. Mientras que todas las estrellas son el 95 por ciento de hidrógeno , las variaciones en la composición revelan la edad , la luminosidad y el origen . Espectroscopia estaba fuera del alcance para la mayoría de los astrónomos aficionados , hasta el reciente desarrollo de espectroscopios precios razonables que cuestan cientos de miles de dollars.Things que necesitará
TelescopeCCD cameraSpectroscope (también llamado espectrógrafo o espectrómetro ) software GratingsSlitsSpectometry
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comprar una cámara CCD y un sistema compatible espectroscopio de un fabricante como SBIG Astronomical Instruments. Alternativamente, par una cámara existente puede a un espectroscopio . Construcción de un espectroscopio casero podría consistir en una cámara , un acoplador , un soporte de cinco filtro con numerosas rejillas de transmisión , una lente compresor 0.4x para funcionar como una lente culminante y un soporte de cinco filtro con múltiples hendiduras . Revise el sitio bajo Recursos adicionales para los detalles.
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Conecte el espectrógrafo y cámara conectada al telescopio. Como mínimo, se necesita un marco con una capacidad de rastrear un objeto celeste como la Tierra gira; una unidad de ascensión recta motorizado es el mejor. Si se busca en los objetos de espacio profundo como nebulosas o desea reducir los tiempos de exposición al medir la composición de las estrellas , considere un telescopio con una apertura de 10 pulgadas o más. Si usted no puede permitirse este tipo de equipos , tenga en cuenta las limitaciones tecnológicas de cara a los astrónomos de la década de 1800 que desarrollaron la espectroscopia.
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Seleccionar ancho de la ranura apropiada y rejilla basada en el blanco espectral. Rejilla estándar de SBIG dispone de 150 resoluciones por mm , produciendo un espectro - exposición única que abarca el rango de bandas de hidrógeno al calcio.
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Guía del telescopio de manera que la imagen de la estrella es visible a través de la rendija del espectrógrafo . Garantizar tanto la hendidura y la estrella son imágenes correctamente en la cámara CCD. Una cámara de auto-guía doble CCD y espectroscopio hará un seguimiento de la estrella después de que esté correctamente fijada . Siga las recomendaciones del fabricante para la proyección de imagen óptima.
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Interpretar los datos de la imagen espectral, utilizando la espectrometría de software incluido con algunos espectrógrafos comerciales u obtenidos por separado. Cada elemento en la tabla periódica exhibe un espectro de absorción único que consiste en bandas (líneas Fraunhaufer ) en una o más longitudes de onda . El software ayuda a determinar la composición de las estrellas mediante la detección de las bandas de absorción (o picos en un perfil de intensidad de línea) a longitudes de onda específicas que caracterizan a los elementos individuales .
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Clasifique la estrella en una clase estelar (O , B , A, F , G, K , M ) sobre la base de mediciones de la composición de la estrella . Por ejemplo , las estrellas más masivas O y B exhibirán patrones espectrales para el hidrógeno y el helio , mientras que menos K y M estrellas masivas también incluirán picos de absorción de metales tales como el calcio y el helio . El sol pertenece a la clase estelar G.