Astronomía

Identificación de espectros y estrellas

Identificación de espectros y estrellas



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¿Son los espectros estelares lo suficientemente únicos como para poder usarlos para identificar estrellas en particular? Si es así, ¿se ha intentado utilizarlos para la navegación o la alineación del equipo?


No, no puedes usarlos para identificar tu estrella. De hecho, tienes demasiadas estrellas en el universo. Incluso en nuestra galaxia puedes encontrar dos estrellas que tienen prácticamente el mismo espectro. Sin embargo, puedes clasificar la estrella.

Hay otro problema con el desplazamiento al rojo y al azul. Cambia el espectro de la estrella en función de su movimiento.


Espectro atomico

La luz que emiten los átomos está formada por longitudes de onda específicas, llamadas líneas observadas por un espectroscopio, las líneas son, colectivamente, espectros atómicos.

En un átomo, los electrones tienen energías específicas y discretas. Hay muchos más estados (o niveles) de energía en cada átomo que electrones. Cuando un electrón hace la transición (& # 8216 salta & # 8217) de un nivel de energía a otro, emite (si va de un nivel más alto a uno más bajo) o absorbe (viceversa) luz - un fotón & # 8211 con un discreto, específico longitud de onda. En cualquier conjunto de condiciones (presión, temperatura, intensidad del campo magnético, etc.), la colección de todas esas longitudes de onda específicas es el espectro del átomo ... ¡así que los espectros atómicos son los espectros de los átomos!

Como los niveles de energía de los electrones atómicos son únicos para cada elemento, las líneas en un espectro (emisión o absorción) se pueden usar para identificar los elementos presentes en la fuente (una estrella, digamos) o el gas entre la fuente y nosotros (por ejemplo, el interestelar medio). Por supuesto, para un objeto extragaláctico - un quásar, tal vez - necesita más de una línea para hacer una cierta identificación ... porque el universo se está expandiendo (por lo que no sabe cuánto puede haber corrido al rojo una sola línea).

Las transiciones electrónicas de luz en los átomos que producen pueden no estar en la parte visual del espectro electromagnético, pero para átomos que son neutrales o que han perdido solo uno o dos electrones (sí, & # 8216 espectros atómicos & # 8217 también se refiere al espectro de iones !), la mayoría de las líneas están en UV, visual o infrarrojo cercano. Para átomos altamente ionizados, las líneas se encuentran en la región extrema de rayos X o UV.

Como la intensidad relativa de las líneas en un espectro atómico varía con la temperatura, el análisis de las líneas en el espectro de una estrella (digamos) puede dar una estimación de la temperatura de la superficie de la estrella (fotosfera). El ancho de las líneas depende de la presión del gas, la estructura de las líneas depende de la fuerza del campo magnético… (ya entiendes la idea) - ¡los espectros atómicos son una ventana maravillosa a las condiciones físicas de lugares muy, muy lejanos!

¿Buscando por mas? Esta página web de la Universidad de Oregón tiene una descripción buena y breve de los espectros atómicos y los modelos y espectros atómicos del laboratorio de física y los espectros y modelos atómicos cubren tanto el contexto histórico como un poco más de la teoría.

Dado que los espectros atómicos desempeñan un papel tan vital en la astronomía óptica, no es de extrañar que haya tantos artículos de Universe Today relacionados con espectros atómicos. Aquí & # 8217s una selección aleatoria: Nuevo estudio encuentra la fuerza fundamental Hasn & # 8217t cambiada con el tiempo, Spitzer descubre la región de formación de galaxias tempranas y una extraña nebulosa alrededor de Eta Carinae.

El episodio de Astronomy Cast Energy Levels and Spectra trata sobre espectros atómicos. Otros episodios de Astronomy Cast que vale la pena escuchar, con respecto a los espectros atómicos, incluyen Optical Astronomy e In Search of Other Worlds.


ScholarWorks de SJSU

Años luz más allá del Planeta Tierra, existen muchas estrellas y galaxias desconocidas e inexploradas que necesitan ser estudiadas para apoyar la Teoría del Big Bang y también hacer importantes descubrimientos astronómicos en la búsqueda de conocer lo desconocido. Ahora se implementan dispositivos sofisticados y recursos computacionales de alta potencia para hacer un esfuerzo positivo hacia la recopilación y el análisis de datos. Estos dispositivos producen una gran cantidad de datos de las encuestas astronómicas y los datos suelen estar en terabytes o petabytes. Es exhaustivo procesar estos datos y determinar los hallazgos en un corto período de tiempo. Muchos detalles pueden perderse y pueden dar lugar a un aumento de errores. Por lo tanto, el aprendizaje automático se puede aplicar para el análisis y el reconocimiento de datos inteligentes automatizados en el campo de la astronomía para recopilar información importante y reconocer o clasificar tipos de estrellas. La clasificación espectral celeste es uno de esos problemas que debe abordarse mediante el aprendizaje automático y ayudará a los astrónomos a saber si la estrella clasificada tiene propiedades físicas o químicas particulares. El aprendizaje automático puede ayudar a los astrónomos a determinar la clase de espectros celestes que, a su vez, puede ayudar a determinar varias propiedades de la estrella y hará que el proceso de clasificación sea inteligente, automatizado y menos engorroso.


Identificación de espectros y estrellas - Astronomía

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Espectros de estrellas más débiles

¡Una pregunta razonable! Pero difícil de responder.
Con la difusión de la imagen espectral, la intensidad máxima es mucho menor que la de una imagen de estrella.
En mi humilde opinión, sin saber su espaciado de rejilla, diría que al menos mag 8 estrellas.
También sería útil apilar múltiples exposiciones.

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& # 34Espectroscopía astronómica - La última frontera & # 34 - para ir audazmente a donde pocos aficionados han ido antes.

¿Cuál es la estrella más tenue que puedes grabar en una imagen? Reste 6 de esta magnitud y esto le dará una idea aproximada de lo que podría alcanzar en un sitio razonablemente oscuro. Entonces, por ejemplo, si puede alcanzar la magnitud 16, debería poder registrar espectros de magnitud 10. (Para alcanzar los objetos más débiles, mantenga la longitud del espectro corta) Con este equipo y una cámara astro CCD / CMOS y un sitio de cielo oscuro, podría alcanzar una magnitud 15, por ejemplo.
http://www.threehillsobservatory.co.uk/astro/spectra_22.htm

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www.threehillsobservatory.co.uk
Celestron C11, EQ6, ATIK 314, 428
Star Analyzer 100,200, ALPY 600,200 Espectrógrafos LHIRES III

Consulte también la respuesta a esta pregunta en las preguntas frecuentes del manual del usuario.

10. ¿Qué tan débil puedo grabar un objeto? Al igual que las imágenes astronómicas normales, depende del tamaño del telescopio, la sensibilidad de la cámara que está utilizando y las condiciones del cielo, pero debido a que la luz del objeto se extiende a través del detector de la cámara, los objetos deben ser quizás 5-6 magnitudes más brillantes. que para una imagen normal. (¡Esta es una de las razones por las que los telescopios profesionales tienden a ser tan grandes!) En la práctica, el espectro de los planetas más brillantes y cientos de estrellas hasta mag +4 se puede registrar usando un modesto alcance de 8 pulgadas (200 mm) y una cámara web sensible. o generador de imágenes planetario. Dadas las buenas condiciones del cielo, y utilizando el mismo telescopio de apertura con un sensor de imágenes CCD monocromo sensible con capacidad de exposición prolongada, es posible grabar los espectros de objetos hasta mag +13, o incluso más débil si la cámara está fría, lo que permite la medición de desplazamientos al rojo cuásar ¡y la clasificación de supernovas brillantes que se realizará! La integración de cámaras de video, reproductores de imágenes en color de larga exposición y DSLR alcanzará magnitudes intermedias, para registrar cometas brillantes o las fascinantes estrellas candidatas a supernova Wolf Rayet, por ejemplo.
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www.threehillsobservatory.co.uk
Celestron C11, EQ6, ATIK 314, 428
Star Analyzer 100,200, ALPY 600,200 Espectrógrafos LHIRES III

Aquí hay algunos ejemplos usando un SCT de 11 pulgadas tomado por Christian Buil de un sitio de cielo oscuro donde hay varios buenos espectros registrados alrededor de mag 9-11.
(Tenga en cuenta que esta es una DSLR modificada de espectro completo, por lo que la respuesta se extiende a los rayos UV / IR en comparación con una DSLR estándar)
http://www.astrosurf.com/buil/staranalyser/obs.htm

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www.threehillsobservatory.co.uk
Celestron C11, EQ6, ATIK 314, 428
Star Analyzer 100,200, ALPY 600,200 Espectrógrafos LHIRES III

Celso,
Creo que obtener espectros de estrellas de 10 magnitudes con el 8 & # 34 SCT será problemático. Desde su ubicación, ¿cuál es la magnitud límite actual que puede registrar?
La dispersión (es decir, la extensión del espectro varía con el espaciado de la rejilla al chip) La resolución depende del tamaño del disco de visión, el tamaño de píxel de la cámara (monocromático o en color) y la precisión del enfoque en la imagen espectral. .
La resolución más alta de una rejilla es cuando se utiliza como rejilla de objetivo en una lente de cámara adecuada.
Una regla empírica: para la disposición del haz convergente y buena visibilidad, etc., la resolución es alrededor de 2 a 3 veces la dispersión, es decir, una dispersión de 10A / píxel puede dar una resolución de alrededor de 20 a 30A, R = 200 en H alfa.
Utilice la hoja de cálculo de TransSpec para validar.

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& # 34Astronomical Spectroscopy - The Final Frontier & # 34 - para ir audazmente a donde pocos aficionados han ido antes.


Una palabra de advertencia

La forma ancha del espectro de una estrella es causada por la radiación térmica, pero las estrellas también emiten luz por otra razón. Cuando los electrones en los átomos de la estrella pierden energía, liberan un fotón de luz. Todos los fotones emitidos por los electrones tienen la misma longitud de onda, por lo que las estrellas pueden producir mucha luz en unas pocas longitudes de onda. Estas ondas de luz emitidas son la fuente de los picos en el espectro anterior. De manera similar, cuando los electrones en el átomo de una estrella ganan energía, absorben un fotón, dejando un valle en su espectro observado. Cuando ve el espectro de una estrella, puede clasificar fácilmente las contribuciones de la radiación térmica y la radiación no térmica.

Sin embargo, el color de una estrella está determinado por las longitudes de onda de todas la luz que emite la estrella, tanto de radiación térmica como no térmica. Por lo tanto, si estima el color de una estrella a partir de su curva de radiación térmica, es posible que no obtenga la respuesta correcta.

Si la curva de radiación térmica de una estrella se aproxima mucho al espectro observado & # 8211 es decir, si los picos y valles no son & # 8217t demasiado altos & # 8211, la estrella se denomina & # 8220 fuente térmica & # 8221 Si la curva de radiación térmica no se aproxima al espectro observado & # 8211 si los picos y valles son altos & # 8211 la estrella se denomina fuente & # 8220 no térmica & # 8221. Puede ver en el espectro anterior que algunos de los picos y valles pueden ser muy altos, por lo que muchas estrellas serán fuentes no térmicas.

En las próximas páginas, aprenderá una forma sencilla de distinguir las fuentes térmicas de las no térmicas.


Diversión con espectroscopia

Esta imagen es una comparación de un rango de espectros tomado de 31 estrellas visibles a simple vista desde el hemisferio sur. Los espectros se tomaron con una rejilla de difracción StarAnalyzer montada en la rueda de filtros de mi cámara CCD en un telescopio newtoniano de 12,5 ". Cada espectro se procesó con el software RSpec y se calibró para la respuesta del instrumento. Los espectros resultantes muestran el perfil de radiación del cuerpo negro de las diversas estelares tipos y sus características típicas de línea espectral.
Los espectros de estrellas están ordenados según el tipo estelar, con estrellas azules calientes en la parte superior y estrellas rojas más frías en la parte inferior. Las estrellas azules calientes (tipos O, B, A) tienen un perfil de luz muy sesgado hacia el extremo izquierdo (azul y violeta) del espectro, dado que estas estrellas emiten la mayor parte de su energía en longitudes de onda cortas. También muestran la famosa serie de líneas de absorción Hydrogen Balmer.
En el centro están las estrellas de tipo F, G y K con sus perfiles de luz más uniformes y numerosas líneas de absorción más tenues.
Hacia la parte inferior están las estrellas tipo M más frías con perfiles muy sesgados hacia el extremo rojo e infrarrojo del espectro. Muestran muchas líneas amplias de absorción de moléculas de óxido de titanio suspendidas en sus atmósferas.
En la parte inferior hay dos ejemplos de estrellas Wolf-Rayet que tienen espectros inusuales con algunas líneas de emisión prominentes.
También son visibles un par de líneas de absorción en rojo, que aparecen en todos los espectros, independientemente del tipo espectral. Estos son causados ​​por el oxígeno terrestre en la atmósfera terrestre.
La imagen de fondo es mi foto profunda de los glóbulos cometarios CG 30, CG 31 y CG 38 en Puppis.

Fecha: 29 de mayo, 1 de junio de 2021
Exposición: Luminancia 0.03s - 3s @ -25C
Telescopio: Homebuilt 12.5 "f / 4 Serrurier Truss Newtoniano
Cámara: QSI 683wsg con guía Lodestar
Filtros: rejilla de difracción StarAnalyzer 200
Tomado de mi observatorio en Auckland, Nueva Zelanda Ver menos


Identificación de espectros y estrellas - Astronomía

La espectroscopia astronómica es el estudio del espectro de radiación electromagnética, incluida la luz visible, ultravioleta e infrarroja, que irradia las estrellas y otros objetos celestes. La espectroscopia se puede utilizar para derivar muchas propiedades de estrellas y galaxias distantes, como su composición química y también su movimiento, a través del desplazamiento Doppler.

Una fuente caliente brillante (como una estrella) emite un continuo de radiación que un espectroscopio (rejilla de difracción o prisma) puede descomponer en un espectro. Cuando una fuente de luz pasa a través de un gas tenue que consta de elementos, iones (plasma) o moléculas, ciertas longitudes de onda discretas se eliminan del continuo dando lugar a líneas de absorción oscuras que imprimen un elemento (y / o su estado iónico) o molécula. La luz de una estrella que atraviesa las capas de la atmósfera exterior de la estrella da lugar a este efecto. Cuando un gas tenue que consta de elementos, iones y / o moléculas se excita de alguna manera (colisión, eléctricamente, calor o por la luz misma), el gas emite ciertas longitudes de onda discretas. Estos se ven como líneas brillantes. Ciertas nebulosas gaseosas o nebulosas planetarias son buenos ejemplos de esto.

Comencé a experimentar con espectroscopia en abril de 2008, poco después de escuchar una charla inspiradora de Robin L eadbeater en una reunión conjunta de BAA VSS y amp AAVSO en Cambridge, del 10 al 13 de abril de 2008. La charla se tituló 'Chasing Rainbows - The European amateur escena de espectroscopia '. Cubriendo espectroscopía de alta y baja resolución, incluyó una descripción de lo que se puede lograr con un equipo sin rendijas relativamente simple que incorpora el Star Analyzer 100 de Paton Hawksley.

El Star Analyzer 100 es un juego de rejillas de transmisión de 100 líneas / mm en una celda de filtro. Parecía que podría incorporarse con relativa facilidad a mi configuración de imágenes existente, aunque tendría que liberar una de las ranuras en mi rueda de filtros utilizada por uno de mis filtros BRVI existentes, y permitirme explorar un área completamente nueva de estudio astronómico. Decidiendo que podía renunciar al uso de mi filtro I-Band, procedí rápidamente a comprar un Star Analyzer 100 directamente del fabricante y capturé mi primer espectro de estrellas el 17 de abril de 2008, solo 6 días después de escuchar la charla de Robin [primeras imágenes de espectros , 2008-04-17].

Normalmente trabajo con una dispersión de espectros de 33,5 A / píxel (3733 A / mm) y tengo una resolución práctica calculada de entre 70 y 110 A.

Analizador de estrellas 100

Comencé a usar un Star Analyzer 100 en abril de 2008.

- rejilla de difracción de transmisión de alta calidad montada en una celda de filtro estándar de 1,25 pulgadas
- diseño flameado de alta eficiencia de 100 líneas / mm
- superficie de rejilla protegida por vidrio con revestimiento antirreflejos
- se atornilla en un ocular o rueda de filtros como un filtro normal
- la estrella y el espectro se pueden registrar en la misma imagen, lo que ayuda a la identificación y calibración
- proporciona espectroscopia sin rendijas de baja resolución, pero a un costo relativamente bajo (78 + p & ampp, abril de 2008)


De la exposición del pasado distante

Hubble es famoso por sus impresionantes imágenes del universo. Pero muchos de los descubrimientos más sorprendentes del Hubble provienen de sus observaciones de los espectros de los objetos cósmicos.

La luz blanca está hecha de colores. La luz de un objeto cósmico es dispersada por los instrumentos del Hubble en su arco iris de colores componente.

Los astrónomos miden el brillo de la luz a través de los colores para crear una gráfica del espectro. Los objetos más allá del sistema solar están demasiado lejos para visitarlos, pero los astrónomos pueden aprender todo tipo de características y detalles al estudiar estas líneas trazadas.

Las formas de Spectra revelan los secretos ocultos de los objetos astronómicos. A veces, los astrónomos pueden obtener mucha más información sobre un objeto usando estas simples líneas que con una imagen.

Una estrella joven y caliente producirá un espectro relativamente uniforme.

Esta estrella está calentando la nube de gas hidrógeno que la rodea. Los astrónomos que miran el espectro producido por esta luz estelar y el gas circundante verán picos en longitudes de onda específicas que indican la presencia de hidrógeno energizado.

La luz de esta estrella atraviesa una nube de gas hidrógeno frío. El gas actúa como un filtro, absorbiendo partes de la luz. Los astrónomos que observen este espectro identificarán estas caídas en longitudes de onda específicas para detectar la presencia de la nube fría.

El universo es un lugar complejo y los espectros reales son bastante intrincados y revelan información sobre una amplia variedad de características de un objeto.

Podemos aprender mucho sobre los objetos cósmicos mirando imágenes, pero aún más mirando su luz. Entonces usamos instrumentos como espectrógrafos que rompen la luz en colores, revelando características ocultas.

TEMPERATURA:
La forma del espectro de una estrella revela su temperatura. Los espectros que alcanzan un pico cerca del extremo azul de la escala indican estrellas jóvenes que arden calientes. Los espectros que alcanzan un pico más cerca del extremo rojo de la escala indican estrellas con temperaturas más frías.

LO QUE NOS DICE:
Las estrellas calientes queman su combustible rápidamente y mueren en menos de 50 millones de años. (Nuestro Sol, por el contrario, arderá durante unos 10 mil millones de años). Entonces, los astrónomos saben que cuando encuentran una estrella azul caliente, esa estrella siempre es joven. Los astrónomos pueden clasificar galaxias enteras por si contienen principalmente estrellas azules o principalmente estrellas rojas, y pueden rastrear la historia de las galaxias estudiando las combinaciones de estrellas que contienen.

COMPOSICIÓN:
Los picos y las caídas en puntos específicos de un espectro indican la presencia de elementos como carbono, oxígeno, hidrógeno, hierro y más. Esa información se puede utilizar para sacar otras conclusiones sobre el objeto. Las estrellas que contienen solo hidrógeno y helio, por ejemplo, se formaron temprano en el universo. Las estrellas con elementos más pesados ​​se formaron más tarde, después de que sus predecesores explotaron y sembraron el universo con esos elementos.

LO QUE NOS DICE:
Poco después del Big Bang, casi toda la materia del universo estaba formada por elementos ligeros, en particular hidrógeno y helio. Las primeras estrellas crearon los elementos más pesados, como carbono, nitrógeno, oxígeno y hierro, en los núcleos. Al estudiar los espectros de las estrellas y el gas entre las estrellas, podemos aprender cómo evolucionó el universo desde el Big Bang hasta el presente. También podemos usar espectros para estudiar la composición de los planetas alrededor de otras estrellas en busca de componentes como el agua, que es esencial para el surgimiento de la vida.

MOVIMIENTO:
Los astrónomos saben dónde deben ubicarse los picos y las caídas en un espectro. Cuando esas líneas aparecen desplazadas, significa que el objeto está en movimiento. El espectro se puede utilizar para identificar la velocidad del objeto y si se mueve hacia nosotros o se aleja.

LO QUE NOS DICE:
La capacidad de aprender la velocidad de los objetos en órbita nos permite determinar la masa. Podemos utilizar la información obtenida de los espectros para encontrar la masa del Sol, otras estrellas, agujeros negros, galaxias e incluso cúmulos de galaxias. Determinar la velocidad de las galaxias nos ha permitido descubrir que el universo se está expandiendo, que una extraña energía oscura parece estar acelerando la expansión y que estamos rodeados de materia oscura invisible.


Informes del seminario: Espectros de exoplanetas y estrellas

A veces puedo sentir que tengo días muy aburridos, ¿qué hacer? En la universidad donde vivo en Estocolmo puedes encontrar muchos seminarios interesantes durante el día. Decidí hacer un día libre cada semana para visitar estos seminarios, los seminarios sobre los que escribo aquí son sobre astronomía. Una cosa que me ha interesado mucho en los últimos 30 años es sobre el origen de nuestra vida, ¿los pequeños bloques de construcción (moléculas) de la vida vienen del espacio exterior? Entonces debería haber vida en muchos otros planetas, tal vez formas primitivas en nuestro propio sistema solar y otros planetas alrededor de otras estrellas. Acerca de los planetas en el espacio exterior, primero tenemos que encontrar esos planetas alrededor de otras estrellas, exoplanetas. Hay muchas técnicas a utilizar, una de ellas está a punto de estudiar el cambio Doppler en los espectros de la estrella alrededor de la cual orbitan los exoplanetas.

Caracterización de las atmósferas y el entorno circumplanetario de los exoplanetas:

Por el Dr. Ernst de Mooij

Mi primera visita a uno de estos seminarios fue una con el Dr. Ernst de Mooij de la Universidad de Dublín.

Puedes leer su resumen aquí:
"Desde el descubrimiento del primer planeta fuera de nuestro sistema solar hace casi 25 años, el campo de la investigación de exoplanetas ha avanzado mucho. No solo ha aumentado el número de exoplanetas conocidos a más de 3000, sino que se han detectado las atmósferas de varios exoplanetas. Estos estudios atmosféricos se han realizado principalmente para planetas en tránsito. Para estos planetas no solo es posible estudiar su atmósfera en emisión / reflexión durante el eclipse secundario y a través de su curva de fase, sino también en transmisión durante el tránsito. Mostraré que los telescopios terrestres pueden usarse para alcanzar la alta precisión requerida para detectar las firmas atmosféricas, mientras que el monitoreo a largo plazo con telescopios espaciales nos permite iniciar y sondear dinámicas en las atmósferas de mundos alienígenas. Finalmente, mostraré cómo podemos usar la espectroscopia de alta resolución para buscar anillos alrededor de exoplanetas."

Este fue un discurso muy interesante, cuando detectaron los primeros exoplanetas en la década de 1990 tenían una resolución de la velocidad radial de algunos metros en el corrimiento Doppler. Ahora tienen una resolución de sub metros. Ahora hay tantos detalles en los espectros que Ernst dice que incluso se puede ver si los exoplanetas tienen anillos como nuestro propio planeta gigante Saturno.

Lamento que esto haya sido un poco corto, pero no planeé escribir tanto como quiero ahora y no tomé tantas notas.

Más para leer sobre Ernst de Mooij y su investigación:

Velocidades radiales y cambios de longitud de onda - Detección de espectros estelares y exoplanetas:

Por el prof. Dainis Dravins

El siguiente seminario fue con el prof. Dainis Dravins de la Universidad de Lunds.

Puedes leer su resumen aquí:
"Se necesitan velocidades radiales de la más alta precisión tanto para encontrar exoplanetas similares a la Tierra como para seguir la expansión del Universo. Si bien la instrumentación requerida está disponible, las limitaciones están ahora establecidas por la física de la formación de líneas espectrales. Los movimientos dinámicos en atmósferas estelares hacen que las líneas espectrales se vuelvan asimétricas y sus longitudes de onda “parpadeen”. Los modelos hidrodinámicos tridimensionales revelan patrones de desplazamientos de longitud de onda a través de los discos estelares y estos modelos ahora se pueden probar también para estrellas distintas del Sol, aprovechando los tránsitos de exoplanetas. La espectroscopia diferencial entre varias fases de tránsito proporciona espectros de pequeños segmentos de superficie estelar ocultos temporalmente detrás del planeta. Es probable que los estudios de exoplanetas en curso encuentren estrellas anfitrionas adecuadas adicionales para la espectroscopia estelar resuelta espacialmente, identificando rutas para encontrar análogos de la Tierra "verdaderos"."

Cuando se miden los efectos Doppler de unos pocos centímetros de velocidad radial, se obtienen muchas perturbaciones de la atmósfera estelar. Si conoce su comportamiento, puede incluir su efecto en los cálculos y así penetrar más profundamente en el espectro y obtener más detalles sobre el exoplaneta.

Dainis cuenta la historia del intento de Freundlich de verificar la teoría de la relatividad.

Al realizar una medición Doppler de alta resolución, debe conocer el corrimiento al rojo gravitacional y su influencia de los espectros estelares.

Con modelos de nuestra atmósfera solar puede simular el comportamiento de los espectros de las estrellas a escala local, difiere a lo largo de la secuencia principal.

Dainis dice:
"Un "Júpiter" cubre unos 10.000 gránulos de tipo solar"

Cuando un exoplaneta pasa frente a una estrella, bloquea parte de su espectro. Con la técnica de sustracción podría obtener una resolución espacial muy alta de los espectros de las estrellas. Los espectros difieren del centro al borde. En parte porque ves los movimientos de la superficie desde diferentes ángulos.

Cuando el exoplaneta pasa frente a la estrella y si el planeta tiene atmósfera, obtienes un espectro de absorción de él.

Cuando el exoplaneta pasa detrás de la estrella y luego resta los espectros de la estrella de los espectros justo antes de que el exoplaneta desaparezca, se obtiene un espectro de reflexión de la superficie del exoplaneta.

Puede leer más sobre la investigación de Dainis Dravins aquí:

Estos seminarios fueron una buena cura para mis días aburridos. ¿También tienes días aburridos? ¡Únete a mí la próxima vez!

Si no vives en Estocolmo en Suecia como yo, estoy seguro de que puedes encontrar algo similar para visitar en tu casa. O haces lo que hacen todos los demás, busca en Internet, TED Talks es bueno.

¡No más días aburridos!

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Estado de SpectroWeb Junio ​​de 2012

SpectroWeb fue desarrollado para proporcionar a la comunidad astronómica atlas espectrales digitales interactivos disponibles públicamente de estrellas brillantes para la identificación de características espectrales utilizadas en una amplia gama de aplicaciones científicas e instrumentales. La demanda de atlas espectrales estándar disponibles públicamente aumenta constantemente con las rápidas mejoras en la resolución de la longitud de onda espectral y la calidad con la que se observan estrellas brillantes de casi todos los tipos espectrales con espectrógrafos modernos. Los atlas impresos de espectros estelares a menudo solo proporcionan una pequeña lista de características identificadas sin una evaluación de la confiabilidad de las identificaciones de líneas espectrales. Los usuarios a menudo no tienen forma de saber si las identificaciones de las líneas espectrales son válidas o no, o si han sido revisadas desde su publicación. Por otro lado, muchas bases de datos públicas con información de líneas espectrales (que pueden consultarse en línea como texto), se basan en cálculos teóricos que no han sido probados o son difíciles de contrastar con espectros estelares observados. Los usuarios a menudo no pueden verificar si las listas de líneas proporcionadas se aplican a sus observaciones espectroscópicas. La información de la línea espectral puede contener identificaciones que no se aplican a un espectro estelar observado debido a condiciones desconocidas de formación atmosférica o diferencias de abundancia elemental con los valores solares. Por el contrario, las características espectrales observadas a menudo no se pueden identificar porque la calidad de los datos de líneas atómicas y moleculares proporcionados es limitada y requiere mejoras adicionales.

SpectroWeb ha sido desarrollado para proporcionar a los usuarios un medio para evaluar directamente la calidad de las identificaciones de líneas espectrales comparando espectros observados de alta calidad de estrellas brillantes con espectros computados de última generación a través de una aplicación interactiva en línea. Actualmente, el programa permite a los usuarios seleccionar 10 y 25 regiones espectrales de interés de una lista interactiva de longitudes de onda observadas. Los espectros calculados y observados normalizados del continuo están sobretrazados y marcados con identificaciones de líneas espectrales cuando el flujo central de las líneas difiere en más del dos por ciento del nivel de flujo del continuo estelar. El usuario puede ampliar aún más (acercar) las regiones espectrales mostradas seleccionando regiones de interés más pequeñas presionando y soltando el botón izquierdo del mouse. Las identificaciones de líneas espectrales atómicas, moleculares y terrestres en la región de interés se pueden seleccionar y enumerar en una tabla interactiva a la derecha del espectro mostrado. Luego, cada línea identificada puede seleccionarse de la tabla para enumerar la información atómica y molecular detallada correspondiente. Vea una captura de pantalla de SpectroWeb.

Versiones y software SpectroWeb

SpectroWeb 1.0 se basa en parte en paquetes de software gráfico escritos hace casi una década por Leigh Brookshaw de la Univ. del sur de Queensland, Australia [1]. Los paquetes de software de Java están escritos para permitir la vinculación dinámica a través de la Web a través de un "applet" que se carga en cualquier navegador de Internet para el que se haya activado el intérprete de Java. Java es un lenguaje de programación orientado a objetos que tiene mucho en común con el lenguaje de programación C ++.

La interfaz SpectroWeb 1.0 contiene una serie de características y mejoras sobre el software gráfico original de Java con el objetivo de mostrar espectros estelares de alta resolución. El software está integrado en programas controladores de lenguaje de hipertexto (HTML) para facilitar una visualización interactiva de regiones espectrales seleccionadas y para vincular una extensa base de datos en línea de identificaciones de líneas relacionadas. Los archivos de clases Java precompilados de SpectroWeb son gratuitos para su distribución. Con él, los usuarios pueden proporcionar atlas espectrales digitales de alta resolución y datos de línea en línea a través de una pantalla interactiva rápida y fácil de usar.

La base de datos SpectroWeb 1.0 está en permanente desarrollo. El equipo de desarrolladores invita a todos los que quieran contribuir en un esfuerzo por mejorar aún más la interacción del usuario con SpectroWeb. SpectroWeb 1.0 y una base de datos de línea espectral inicial se sirven actualmente en línea a través del servidor web Unix público de Super Dimension Fortress en Dallas.
http://spectra.freeshell.org/spectroweb.html

Se agregarán más estrellas, regiones de longitud de onda y datos de líneas espectrales a los atlas espectrales estelares a medida que se disponga de tiempo y más espacio en disco. El objetivo final de SpectroWeb es vincular y leer varios atlas estelares en una base de datos que se sirve desde diferentes sitios web públicos en todo el mundo utilizando una pantalla interactiva rápida estandarizada y comúnmente aprobada. Las nuevas actualizaciones y de SpectroWeb 1.0 ocurren de forma regular a través del servidor web público SDF.

SpectroWeb 1.0 Espectros solares y estelares de alta resolución observados y calculados

La base de datos SpectroWeb 1.0 incluye actualmente una serie de espectros ópticos de alta resolución observados del Sol y estrellas brillantes. Los espectros de alta resolución se observan con relaciones S / N muy grandes en programas de observación en curso, e. gramo. con Mercator-Hermes en La Palma. Los espectros VLT-UVES están disponibles públicamente a través del Archivo de ESO [3]. Los espectros se han observado con resoluciones de longitud de onda de R

350.000 (atlas solar de KPNO FTS), R

80.000 (VLT-UVES y Mercator-Hermes). Se han convertido a las escalas de longitud de onda solar y estelar en reposo para facilitar una comparación precisa con los espectros calculados (y las longitudes de onda observadas en el vacío por encima de 2000 y Aring se convierten en longitudes de onda de aire). Los flujos observados se han normalizado de forma continua para este propósito.

Los espectros en SpectroWeb 1.0 se calculan actualmente utilizando una cuadrícula de modelos de atmósfera estelar de Kurucz que están disponibles en línea en [4] y [5]. La lista de líneas atómicas de metales para calcular los espectros en LTE está disponible en línea en [6] y [7]. Se han incluido algunas moléculas diatómicas para mejorar la posición calculada del nivel continuo estelar. Tenga en cuenta que los espectros calculados excluyen las líneas telúricas debido al vapor de agua y O2 en la atmósfera terrestre. La H más fuerte2O y O2 las líneas están marcadas en color azul en los espectros observados. También es importante señalar que los espectros calculados se convolucionan con un filtro gaussiano para simular el perfil instrumental de los espectros observados. Por lo tanto, muchas líneas espectrales se mezclan en los espectros calculados, que a veces se pueden determinar a partir de asimetrías en las características espectrales observadas. Los usuarios deben tener cuidado de que las listas de líneas actuales para calcular los espectros están incompletas y muchas características espectrales observadas (generalmente líneas de absorción débiles) requieren mejoras adicionales de la información atómica o aún no se han identificado.

SpectroWeb 1.0 Datos atómicos y marcadores de línea

SpectroWeb 1.0 muestra números (marcados con una flecha pequeña) en los espectros observados (línea negra sólida dibujada) y calculados (línea roja sólida). Son útiles para identificar líneas y características de absorción en los espectros. The markers for atomic lines and corresponding atomic data listed below the spectra are obtained from the Vienna Atomic Line Database [8] . Please note that the theoretical spectra in SpectroWeb are NOT computed with log(gf)-values provided in VALD. The VALD line lists are currently used for marking in the plotted spectra atomic lines useful for the identification of the spectral absorption features.

The line rest wavelengths and log(gf)-values for computing the theoretical spectra in SpectroWeb are permanently updated and further improved. The log(gf)-values of 1178 optical atomic absorption lines in SpectroWeb have been updated with best fits to the observed spectrum of the Sun, Eps Eri, and Procyon. These lines are labeled with L07. Atomic lines labeled in black with L10 list validated atomic data. The computed normalized depths of the validated lines are within 3 % of the normalized line depths observed in these stars. SpectroWeb also lists the computed equivalent line widths for the log(gf)-values of the validated lines, together with the atomic line data we use in the detailed spectral synthesis calculations. The atomic data of all other lines labeled with V-2 are non-validated and have yet to be confirmed with detailed spectral synthesis calculations that correctly fit the observed spectra in SpectroWeb.

SpectroWeb 1.0 to do list October 2010

Further research work is in progress for compiling much more extensive lists in SpectroWeb with empirically validated log(gf)-values (besides the lines currently marked with L07 and L10) based on detailed spectral synthesis calculations of various stars. We are also searching for a high-quality optical spectrum of Canopus to evaluate the log(gf)-values for many more lines of ionic species.

References with Weblinks

[1] Brookshaw, L. 1996, "Java 2D Graph Package, Version 2.4",

[2] Russell, J. P., 2001, "Java Programming for the absolute beginner", Prima Publishing, Roseville, CA

[3] Bagnulo, S., Jehin, E., Ledoux, C., Cabanac, R., Melo, C., Gilmozzi, R., and the ESO Paranal Science Operations Team, 2003, Messenger, 114, 10
http://www.sc.eso.org/santiago/uvespop

[4] Kurucz, R. L. 1993, "ATLAS9 Stellar Atmosphere Programs and 2 km/s grid", Kurucz CD-ROM No. 13, Cambridge, Mass.


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