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FACULTAD DE CIENCIAS ESPACIALES DEPARTAMENTO DE ASTRONOMIA Y ASTROFISICA

OBSERVATORIO ASTRONÓMICO CENTROAMERICANO DE SUYAPA UNIVERSIDAD NACIONAL AUTÓNOMA DE HONDURAS

Ciudad Universitaria, Tegucigalpa M. D. C., Honduras

AN-111 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

CLASIFICACIÓN DE ESPECTROS ESTELARES Guía para la Actividad Práctica No. 5

III PERIODO 2011

I. OBJETIVOS

Al terminar esta Actividad Práctica el estudiante será capaz de:

- Medir distancias a las estrellas cercanas mediante paralaje espectroscópico. - Conocer diferentes tipos de estrellas acuerdo a su temperatura. - Familiarizarse con el uso del espectrógrafo. - Identificar y medir diferentes líneas espectrales. - Clasificar espectros estelares.

II. INTRODUCCIÓN

2.1 Espectro electromagnético: Si las ondas electromagnéticas (radiación) se ordenan en un continuo de acuerdo a sus longitudes obtenemos el espectro electromagnético, en donde las ondas más largas (longitudes desde metros a kilómetros) se encuentran en un extremo (ondas de Radio) y las más cortas (rayos Gamma) en el otro (longitudes de ondas de una billonésima de metro). 2.2 Teoría atómica

Los átomos poseen un núcleo que contiene la mayor parte de la masa del átomo y toda la carga positiva. Rodeando al núcleo se encuentra un enjambre de electrones con carga negativa. En estado estable el átomo debe ser neutro, porque la carga positiva del núcleo se contrarresta con la carga negativa de los electrones.

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El núcleo está formado por dos tipos de partículas, los protones y los neutrones, unidos por una fuerza llamada fuerza nuclear fuerte. Los protones tienen toda la carga positiva. La cantidad de ellos es lo que define las características fisicoquímicas del átomo. De cada elemento químico se pueden tener varios isótopos. Los isótopos son átomos con igual número de protones que el átomo en estado estable, pero con un número diferente de neutrones. El hidrógeno, por ejemplo, tiene dos isótopos muy comunes: el 1H(un protón) y el 2H (deuterio) y otro menos común, el 3H (tritio). El número que precede al símbolo químico es el número de nucleones (protones más neutrones) que posee.

Los electrones de un átomo solo pueden encontrase en unas órbitas permitidas y no en cualquier posición con respecto al núcleo. Ahora bien, un electrón puede cambiar de una órbita a otra, siempre y cuando la de destino esté desocupada. Al pasar un electrón a una órbita más baja éste necesita emitir energía, la cual libera en forma de paquete o cuanto. Para pasar a una órbita más alta requiere absorber energía en forma de cuanto de luz. El cuanto de luz emitido o absorbido tiene un valor específico para cada órbita de cada átomo particular. De esta manera al estudiar la energía electromagnética emitida o absorbida por un átomo se puede determinar que tipo de átomo es.

2.3 Líneas Espectrales.

El espectro de un haz de luz se obtiene cuando lo hacemos pasar a través un elemento dispersor, como un prisma o una rendija muy delgada, de modo que se divida en sus diferentes componentes (diferentes colores, en el caso de la luz visible). Los espectrógrafos son instrumentos, generalmente con rendijas, que descomponen el haz de luz que a ellos llega.

El espectro de las estrellas de origen térmico, llamado contínuo, en la mayoría de ellas se obtiene gracias a una fuente de energía brillante que es simplemente la superficie de la estrella (fotosfera). La atmósfera de la estrella, constituye un medio en donde la energía emitida por el continuo es absorbida o emitida, lo cual ocasiona que se formen líneas espectrales de absorción (oscuras) o, excepcionalmente, líneas de emisión (brillantes), sobre el fondo del continuo. Estos tres tipos de espectro es lo que podemos recoger con los espectrógrafos. Las líneas espectrales de absorción o de emisión, aparecen sobre el continuo en posiciones específicas para cada uno de los elementos químicos de la atmósfera de la estrella. Comparando esas líneas espectrales de las estrellas con las líneas espectrales patrones obtenidas en el laboratorio para los distintos elementos químicos, es que podemos obtener la composición química de la atmósfera estelar. De esta forma las líneas espectrales son como las huellas digitales de los elementos que componen a las estrellas.

Cuando dos estrellas tienen espectros similares, se infiere que presentan también propiedades físicas comunes. Esto facilita la elaboración de un sistema de clasificación en función de la apariencia de los espectros. D

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Los espectros de las estrellas se han clasificado de acuerdo a la temperatura de la fotosfera. Esto ha dado como resultado que las estrellas se agrupen bajo una letra que simboliza su tipo espectral (o su temperatura). La secuencia de letras, de las más calientes (del orden de 50,000K) a las más frías (del orden de los 3,000K) es: O, B, A, F, G, K y M. Cada uno de estos grupos a su vez, se subdivide en otros 10, numerados del 0 al 9; por ejemplo: G0, G1, G2, …, G8 y G9. El Sol es una estrella tipo G2.

Existe otro tipo de estrella conocido como Wolf-Rayet, la cual es muy luminosa. Se cree que es una etapa de combustión de helio tardía en la evolución de una estrella de tipo espectral O, que ha perdido su envoltura de hidrógeno, que ha menudo forman parte de sistemas binarios y que son progenitoras de supernovas tipos Ib y Ic. Se clasifican en tipos WC o WN de acuerdo a si son más prominentes las líneas de carbono o las de nitrógeno.

El objetivo de la espectroscopia es obtener las distribuciones espectrales de energía: el flujo de energía que recibimos de los objetos celestes (estrellas, galaxias, planetas, asteroides, cometas) respecto a la longitud de onda.

De la espectroscopía se puede obtener una clasificación directa de las estrellas; pero también sus temperaturas y abundancias de elementos en la atmósfera estelar, la velocidad de rotación, la velocidad de desplazamiento respecto al observador, y otras cosas mas. Toda información que se tiene de las estrellas se obtiene a través de la radiación que de ellas se recibe.

III. MATERIALES Y EQUIPOS

- Una computadora personal con el software “Clasificación de espectros de estrellas” (programa CLEA de simulación de espectrógrafo), que se encuentra en la dirección web http://www.gettysburg.edu/academics/physics/clea/CLEAhome.html/

- Apuntes de clase sobre tipos espectrales.

IV. PROCEDIMIENTO

A. Preparándose para la observación (El Antes)

En esta actividad práctica se utiliza un espectrógrafo virtual perteneciente al proyecto CLEA para obtener espectros estelares. Se pretende comprender cómo se analiza la luz de las estrellas mediante un espectroscopio, así como aprender a clasificar el espectro de varias estrellas dentro del diagrama HR, que ayuda a conocer el estado evolutivo de cada estrella.

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El programa de computación que se emplea consta de dos partes: 1. Simulación de un espectrógrafo colocado en un telescopio profesional de tamaño

pequeño, mediano o grande, a elección según las necesidades. Este telescopio está automatizado. El control se realiza desde un ordenador que nos permite apuntar el telescopio al objeto de interés mediante un sistema de video. La pantalla de este sistema permite ver el espectro según avanza el tiempo de observación.

2. Permite visualizar espectros y clasificarlos. Se dispone de una herramienta para mostrar a la vez el espectro a clasificar y los de las estrellas de referencia. Además se pueden identificar y medir las características espectrales. Esto permite clasificar la estrella.

B. (El Durante):

a) Toma de Espectros

Una vez que descargue el programa SpecLab.exe de Internet, haga doble clic en el icono del programa y siga los pasos de instalación. Al final aparecerá un acceso directo (shortcut) en el escritorio de su computadora. Pulse en él para iniciar el laboratorio.

Aparecerá una pantalla con el símbolo de CLEA. En el menú File pulsaremos en Log In para escribir los nombres de los estudiantes que van a realizar la práctica en una ventana que nos aparecerá (máximo 4 personas). Pulsamos la tecla OK cuando los hayamos introducido. El programa nos consultará si hemos concluido de escribir los nombres. Si es así, pulsaremos Yes.

A continuación, se abrirá la pantalla principal de esta práctica. Volviendo a los botones colocados arriba a la izquierda, pulsamos File Run y, dentro de éste, seleccionamos la opción Take Spectra para poder acceder al observatorio virtual.

El observatorio virtual simula que estamos dentro de la cúpula de un observatorio real. La imagen en la pantalla representa las compuertas de la cúpula. El telescopio que emplearemos es un reflector de 0.4 m (16 pulgadas, un tamaño comparable al Telescopio Schmidt Cassegrain “René Sagastume Castillo” que se dispone en el OACS/UNAH). Las opciones que posee este observatorio son las siguientes:

La columna de la izquierda contiene las funciones del TELESCOPIO, como ser: • Dome: Botón para abrir y cerrar las compuertas de la cúpula. Inicialmente estarán

cerradas. Mientras no las abramos, no podremos usar ninguna de las otras funciones.

• Tracking: Esta opción pone en funcionamiento el motor de desplazamiento del telescopio. Al comenzar la sesión, estará apagado (OFF). Debemos pulsar este botón antes de comenzar a mover el telescopio. Se activarán los botones N, E, S, DAAF

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W, que se utilizan para desplazar lentamente el telescopio hacia los cuatro puntos cardinales.

• Slew Rate: Es la velocidad de rastreo a la que se puede mover el telescopio con los mandos lentos (N, E, W, S). Puede tomar los valores de 1, 2, 4, 8 y 16. Para cambiarla, tan sólo basta pulsar sobre el botón.

• N, E, W, S: Son los mandos lentos del telescopio. Pulsando una vez sobre cualquiera de ellos, el telescopio se dirigirá un paso hacia la dirección indicada. La longitud de este salto es la que se haya indicado en el botón Slew Rate. Si mantenemos alguno de ellos pulsado continuamente, el telescopio se moverá uniformemente en dicha dirección.

• Right Ascension y Declination: Nos indica la posición del cielo (Ascensión Recta y Declinación) en la que se encuentra el centro del campo de nuestro telescopio.

• Change View: Pulsando este botón cambia la imagen de la pantalla entre la imagen que tendremos con un telescopio buscador o la que tendremos con el telescopio principal al que se le agregado el espectrógrafo. Debajo de este botón aparece el instrumento que estamos usando (el buscador: Finder, ó el telescopio principal con el espectrógrafo: Instrument), así como el tamaño angular del campo que de visión (2º 30' en caso del buscador, y 15' si usamos el telescopio principal con el espectrógrafo).

• Set Coordinates: Esta opción permite introducir las coordenadas del centro del campo, aunque el programa sólo lleva incorporadas dos pequeñas zonas del cielo.

En la columna de la derecha, aparecen las opciones del INSTRUMENTO, es decir, el telescopio principal con el espectrógrafo. Como se necesita una pantalla especial para el análisis, sólo aparecerá el botón Take Reading que pulsaremos para tomar el espectro de la estrella, una vez centrada. Si seleccionamos la vista del Buscador (Finder), el campo de este telescopio nos mostrará menos estrellas de las que veríamos con el lente principal. Si cambiamos a la vista Instrument, en el centro del campo aparecerán ahora dos rayas rojas verticales, que representan la rendija del espectroscopio. Usando tanto los mandos lentos como el mando Slew Rate, debemos colocar a la estrella justo en el centro de esta rendija. Si no la colocamos correctamente, al tomar la medida con el espectroscopio sólo nos saldrá una señal de ruido que, en este caso, no sirve para nada. Por lo tanto, debemos ser cuidadosos a la hora de centrar la estrella. Haremos un ejemplo para familiarizarnos con el uso del telescopio virtual. Buscaremos la estrella 494 en el campo del buscador. Cuando tengamos la estrella centrada, el instrumento estará listo para tomar las medidas. Pulsamos el botón Take Reading, en la columna derecha. Aparecerá una nueva pantalla, con el nombre de Reticon Spectrometer Reading. Esta pantalla presenta un gráfico de dos ejes perpendiculares: el eje horizontal representa la longitud de onda, medida en ángstrom, desde 3900 a 4500 Å (la región del espectro de la luz visible principalmente). En total, el instrumento puede medir longitudes de onda variando desde uno hasta 600 Ángstrom (sensibilidad de ±1 Å), y cada una la detecta en un píxel. El eje vertical representa la intensidad I de la luz incidente. Ésta se mide desde 0 (no se detecta nada de luz) hasta 1 (se detecta el 100% de la luz), por lo que la intensidad está normalizada. DAAF

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Pulsamos el botón Start/Resume Count para que poco a poco vaya dibujando el espectro de la estrella que estemos estudiando. El espectro tardará más o menos tiempo en formarse, dependiendo de la magnitud de la estrella. En cuanto el instrumento comienza a funcionar, proporciona los siguientes datos:

• Object: Da el número de catálogo de la estrella, según el catálogo del observatorio virtual. En este caso, se trata de la estrella 494.

• Apparent Magnitud [V]: Magnitud aparente de la estrella, es decir, el brillo con el que se ve la estrella desde la superficie de la Tierra. Ahora es 4,90.

• Integration (Seconds): Tiempo de integración, en segundos. Es decir, el tiempo que el espectrógrafo lleva recibiendo radiación. Aquí son 11,3 segundos.

• Photon Count: Número de fotones que el detector ha contado. En el ejemplo, es de 93 646 289.

• Signal/Noise: Relación entre la señal y el ruido de fondo. Cuanto mayor sea este número, mejor, puesto que nuestros datos estarán menos contaminados. Para estrellas brillantes, unos 10 segundos de integración son suficientes.

• Una vez obtenido correctamente el espectro, presionar el botón Stop Count, luego el botón Save para guardarlo, y finalmente, pulsar Return para salir. Nos pedirá que introduzcamos el número de la estrella, en este caso 494, y volveremos a la pantalla del observatorio. Escojamos cuatro estrellas más para repetir el mismo procedimiento con cada una de ellas.

El nombre del archivo con el que se salvan los datos se forma uniendo las iniciales del alumno más 3 números que cada cual elige para cada espectro, con la extensión .CSP. Por ejemplo, ARL000.CSP representa el espectro 000 del alumno con iniciales ARL. Éste nombre es el que se ha introducido en el login, antes de iniciar la práctica. Además, este archivo se puede editar. Usando cualquier editor (de DOS, Windows o Linux), podemos ver los datos del espectro.

b) Clasificación de Espectros Una vez obtenidos todos los espectros que necesitamos se selecciona la opción File --> Run --> Classify Spectra. Se nos abrirá una nueva pantalla, donde podremos clasificar el espectro de la estrella. Esta pantalla se encuentra dividida en tres zonas. El panel central se emplea para mostrar el espectro problema mientras que el superior e inferior representarán las estrellas de comparación. La parte derecha de la pantalla recoge algunas funciones útiles a la hora de estudiar el espectro problema. Para aprender a utilizar este clasificador de espectros hagamos el siguiente ejemplo.

1. Se carga un espectro problema por medio del menú File --> Unknown Spectrum --

> Program List. Para empezar, se selecciona la primera estrella (HD124320) cuyo espectro aparece inmediatamente en el panel central. Es un gráfico de flujo, en unidades relativas, contra longitud de onda en el intervalo de 3900 a 4500 Å. La longitud de onda e intensidad relativa pueden visualizarse con ayuda del cursor, pulsando el botón izquierdo del ratón en la posición deseada (doble clic). DAAF

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2. Ahora encontraremos el tipo espectral de HD124320 comparando su espectro con otros de tipo conocido. En el menú File se selecciona Atlas of Standard Spectra, y cuando aparece la ventana de opciones, seleccionar Main Sequence. Esta biblioteca contiene 13 espectros representativos, desde los tipos más tempranos (estrellas más calientes) hasta los más tardíos (estrellas frías).

3. Al cargar el atlas estelar aparecen automáticamente dos espectros tipo, uno encima y otro debajo del espectro problema: el espectro de una estrella O5 y el de una B0. Como ninguno de los dos se parece al espectro problema, se cambian los de referencia pulsando el botón Down en el panel a la derecha de la ventana inicial. Se continúa hasta conseguir un buen ajuste, que en este caso ocurre cuando aparece el espectro de la estrella tipo A1, ya que ésta muestra fuertes líneas de hidrógeno en absorción (serie de Balmer). Cuando el panel superior muestra una estrella A1 y el inferior un espectro de estrella A5 se aprecia que nuestro espectro problema puede pertenecer a una estrella a mitad de camino entre ambos tipos: tal vez una A3 en primera aproximación.

4. Para determinar de una forma cuantitativa y por lo tanto más precisa esta primera suposición, pulsamos el botón Difference. El panel inferior muestra ahora la diferencia entre el espectro del panel superior (espectro de referencia) y el espectro del panel medio (espectro problema). Un ajuste perfecto corresponde a una diferencia nula, y se representaría como una línea horizontal. Pulsando los botones Up y Down de la columna derecha, vamos observando las diferencias entre los espectros estándar y el espectro problema. Así encontramos que nuestro espectro problema se encuentra entre los tipos A1 y A5.

5. Los resultados anteriores deben registrarse en la computadora a través del menú Classification Results --> Record. Posteriormente puede volver a editar o revisar esta anotación usando la opción Classification Results --> Review.

6. Si pulsamos la opción File --> Spectral Line Table, aparecerá una ventana con una lista de líneas espectrales. Si pulsamos dos veces sucesivas el botón izquierdo del ratón (doble clic) sobre alguno de los gráficos aparecerá una línea roja vertical en la pantalla. Análogamente aparecerá una línea en el gráfico haciendo doble clic en la lista de líneas. Por último, un doble clic con el botón derecho en la lista de líneas abre una ventana con información adicional de esa línea.

7. Existe una opción en el menú File --> Preferences --> Display --> Grayscale “Photo”, que permite ver el espectro tal como se observaría visualmente o con un detector panorámico. Las dos representaciones, ésta y la del trazado gráfico, se pueden ver a la vez usando la opción Comb. (Photo & Trace) en el menú mencionado. Para volver a la primera representación se selecciona Intensity Trace.

8. A continuación clasificaremos el resto de los espectros con el menú File --> Unknown Spectrum --> Program List, seleccionando la siguiente estrella de la lista. No es necesario volver a cargar el atlas estelar. Se emplearán los métodos aprendidos de la estrella ejemplo, las descripciones de la tabla de espectros y cualquier texto o apuntes de astrofísica de que se disponga. Los resultados se almacenan en el ordenador y se anotan en la Hoja de Datos.

9. Con los espectros tomados en la Parte I, usaremos la pantalla de clasificación de espectros para determinar el tipo espectral de cada estrella. Pero ahora entraremos en la opción File --> Unknown Spectrum--> Saved Spectra (*.CSP) y DAAF

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escogeremos cada uno de los archivos que guardamos anteriormente. Anotaremos los resultados en la Hoja de Datos.

V. ANÁLISIS E INTERPRETACIÓN DE DATOS (El Después)

Esta etapa de la Actividad Práctica debe realizarla fuera de la clase.

1. Con la información contenida en la tabla 4, a partir del tipo espectral anote la magnitud

absoluta de la estrella. Usaremos el método de interpolación lineal para encontrar los valores intermedios entre valores conocidos. Supongamos ver la siguiente figura.

Usando triángulos semejantes se tiene:

Reordenando

Ejemplo: Usando el método de interpolación lineal encuentre la magnitud absoluta de la estrella del catálogo CLEA llamada Feige 41 cuya magnitud absoluta es A3 V. Solución: D

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De la Tabla 4, sabemos que para las estrellas de la secuencia principal de tipo espectral A0 tienen una magnitud absoluta de +0.7 y las estrellas de tipo espectral A5 presentan una magnitud absoluta de +2.0. La estrella problema es de la secuencia principal y tiene un tipo espectral A3 V.

Datos: 0.2)( ?,)(,7.0)(,5,3,0 1010 +==+==== XfXfXfXXX

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La estrella Feige 41 con tipo espectral A3 5 tiene una magnitud absoluta de 1.48.

2. Con los datos de la tabla 2 de la Hoja de Datos, dibuje el diagrama H-R (tipo espectral versus magnitud absoluta), ubicando todas las estrellas que estudió.

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MJQ/MCPC

“La Educación es la Primera Necesidad de la República” DAAF