CLASIFICACION DE ESPECTROS ESTELARES

Francisco Israel Mecillas Hernandez, Armando de la Cruz

Universidad de GuanajuatoDivision de Ciencias e Ingenierias Campus LeonLaboratorio de AstronomiaDr. Peter Claus Schroedermecillashf2012@licifug.ugto.mx

En esta practica se utiliza un espectrografo para obtener espectros de estrellas y ser comparadas con un conjunto de espectros yadisponibles utilizando el simulador CLEA.

1 OBJETIVOS

a).- Tipos espectrales.b).- Observacion simulada con un espectrografo.c).- Identificacion y medida de lineas espectrales.d).- Comparacion con una libreria de espectros estelares.e).- Clasificacion de los espectros estelares.f).- Determinacion de distancias mediante paralaje es-pectroscopico.

2 MATERIAL

a).- Programa CLEA de clasificacion estelar.b).-Programa CLEA de simulacion de espectrografo.c).- Librera de espectros estelares.d).- Apuntes de clase sobre tipos espectrales.

3 INTRODUCCION

En 1802 William Wollaston observo que el espectro de la luzsolar no era una banda continua de colores, sino que tena unaserie de lneas oscuras superpuestas. Joseph Fraunhoffer hizouna serie de estudios mas meticulosos sobre el espectro solaren 1814 y encontro un total de 600 lneas oscuras, y consiguiomedir las longitudes de onda de 324 de ellas . En 1864, SirWilliam Huggins identifico algunas de esas lneas oscuras en elespectro como las de sustancias terrestres, demostrando que lasestrellas estaban formadas por los mismos materiales que losexistentes en la Tierra, en vez de extranas y exoticas sustancias.Este fue el principio de la espectroscopia moderna.

La clasificacion actual fue desarrollada en el Observatoriode Harvard a principios del siglo XX. Esta clasificacion se basaen lneas mas sensibles a la temperatura superficial que a otros

efectos como lo pueden ser la composicion, gravedad o lumi-nosidad. Las lneas mas importantes son las de la serie Balmerdel hidrogeno, las del helio neutro y He+, las del hierro, eldoblete H y K del Ca2+ en los 396.8 y 393.3 nm, la bandeG debida a la molecula CH, la lnea en los 422.7 nm del cal-cio neutro, varias lneas metalicas alrededor de los 431 nm yfinalmente las lneas del oxido de titanio.

El sistema que se usa hoy da es una mejora del de Harvad,que llamamos Sistema MK. Fue introducido en la decada de1940 por W. W. Morgan y P. C. Keenan para poner de man-ifiesto el hecho de que las estrellas con temperaturas igualespueden tener diferente tamano (y por tanto luminosidad).

3.1 LA CLASIFICACION MK

Las diferencias en los espectros de las estrellas vienen dadasprincipalmente por su temperatura superficial. Con algunas ex-cepciones (estrellas tipo R, N y S) el material de la superficiede una estrella se mantiene inalterado una vez la estrella se haformado. La fusion en el nucleo de la estrella da lugar a cam-bios en la composicion, pero el material del nucleo rara vez semezcla con el de la superficie.

Si ordenamos las estrellas de mayor temperatura a menor,los principales siete tipos estelares son O, B, A, F, G, K y M.L. A las estrellas tipo O, B y A se les suele llamar jovenes,mientras que a las estrellas fras (G, K y M) se les llama viejas.Cada clase espectral esta subdividida en 10, de modo que auna estrella 09 le sigue una B0, y a una B9, una A0. De estemodo, una estrella B5 es mas fra que una B0, pero mas calienteque una B9. Se muestran las caractersticas y clasificacion deespectros en las figuras 1 y 2.

Tambien se puede obtener la luminosidad de la estrella a par-tir de su espectro. Lo que se hace es medir la forma y la nat-uraleza de ciertas lneas espectrales para obtener la gravedadsuperficial de las estrellas. La gravedad en la superficie de una

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gigante es mucho menor que en una enana blanca (ya que g =G M / R2 y el radio de una gigante es mucho mayor que el deuna enana). Debido a la menor gravedad, las presiones de losgases y sus densidades son menores en las gigantes que en lasenanas. Estas diferencias se ponen de manifiesto en las formasde las lneas espectrales, que se pueden medir.

De esta manera a partir del espectro de una estrella se ob-tiene su temperatura y luminosidad. Por ejemplo, utilizando elsistema MK el Sol quedara clasificado como una estrella deltipo G2V, esto es, una estrella de la secuencia principal, conuna temperatura superficial cerca de los 6000 K, ver figura 3.

Figure 1 Magnitud Absoluta vs Tipo Espectral para las estrellas de laSP (clase de luminosidad V).

Figure 2 Magnitud Absoluta versus Tipo Espectral para las estrellasGigantes (clase de luminosidad III).

4 ECUACIONESPara calcular la distancia a la estrella se utiliza la siguienteformula:

log(D) =mM+5

5(1)

Figure 3 Magnitud Absoluta versus Tipo Espectral para las estrellasSupergigantes (clase de luminosidad I).

Donde m es la magnitud aparente, M es la magnitud absoluta.

D= 10log(D) (2)

Donde D es la distancia en parsecs.

max =2.9107

T(3)

Ley de Wein. Donde Lambda max = La longitud de onde de lamaxima intensidad en Angstroms; T = Temperatura en gradosKelvin.

5 PARTE1: CLASIFICACION DEESTRELLAS DE LA SECUENCIAPRINCIPAL

5.1 METODOLOGIA

a).-En el menu RUN seleccionar CLASSIFY SPECTRA,verque se abre la ventana de clasificacion estelar y en el panelcentral se muestra el espectro problema, tambien en la partesuperior e inferior se muestran los espectros de comparacion.

b).- En el menu LOAD cargar un espectro problema y se-leccionar ESPECTRO PROBLEMA, despues se abre la lista deestrellas problema PROGRAM LIST

c).- Clasificar cada una de las estrellas problema y responderlas preguntas.

5.2 RESULTADOS

Como en la tabla 1 se muestran la clasificacion de cada estrellaproblema.

2

Tabla 1Estrella Tipo

espec-tral

Razones

HD124320

A3 Lneas muyintensas de H1.Lnea de Ca2entre A0 y A5

HD37767

B2 Linea intensa deCa2 entre B0 yB6. Lnea de He2 y H1(H)

HD35619

B1 Linea intensade Ca 2(H line).Linea de H1(Hepsilon y gamma)y He2

HD23733

F1 Linea intensa deCa2 (H y K line.),linea de He2 yH1(H gamma)

O1015

B5 Linea intensa deH1 (H epsilon,Hgamma y H deltaline) entre B0 YB6

HD24189

G1 Linea intensade Ca 2(H yK line)entreG0 y G5.Linea de H1(Hgamma),CH yMetals(G Band)

HD107399

G5 Linea intensa deCa 2(H y K line)entre G0 y G5.Linea de H1(Hgamma),CH yMetals(G Band)

HD240344

B4 Linea intensade H1(H ep-silon,gama ydelta) entre B0 YB4.

HD17647

G3 Linea intensa enCa2(K y H line)entre G0-G6.CH y Metals (GBand)

Continuacion de Tabla 1Estrella Tipo

espec-tral

Razones

BD+63137

M3 Linea intensade Ca1, Ca2(K), He1 entreM0-M3. CH yMetals(G Band)

HD66171

G3 Linea intensade Ca 2(H yK line)entreG0 y G5.Linea de H1(Hgamma),CH yMetals(G Band)

HZ948

F3 Linea intensa deCa2 (H y K line.)entre F0-F5, lineade He2 y H1(Hgamma)

HD35215

B2 Linea intensa deCa2 entre B0 yB6. Lnea de He2 y H1(H)

Feige40

B3 Linea intensa deCa2 entre B0 yB6. Lnea de He2 y H1(H)

Feige41

B4 Linea intensa deCa2 entre B0 yB6. Lnea de He2 y H1(H)

HD6111

G5 Linea intensade Ca 2(H yK line)entreG0 y G5.Linea de H1(Hgamma),CH yMetals(G Band)

HD23863

A3 Linea intensa deCa2 (K y H line),linea de He2 yH1(gama)

HD221741

A3 Linea intensa deCa2 (K y H line),linea de He2 yH1(gama)

3

Continuacion de Tabla 1Estrella Tipo

espec-tral

Razones

HD242936

O5 Linea tenue deH1(H gama, deltay epsilon)

HD5351

K3 Linea intensa deHe1, Ca1, Ca2 yCH-Metals, tam-bien Fe1 y Mn1

SAO81292

M3 Linea intensade Ca1, Ca2(K), He1 entreM0-M3. CH yMetals(G Band)

HD27685

G4 Linea intensade Ca 2(H yK line)entreG0 y G5.Linea de H1(Hgamma),CH yMetals(G Band)

HD21619

A4 Linea intensa deCa2 (K y H line),linea de He2 yH1(gama)

HD23511

F4 Linea intensa deCa2 (H y K line.),linea de He2 yH1(H gamma)

6 PARTE2: OBTENCION DE ESPEC-TROS ESTELARES Y CLASIFICA-CION

6.1 METODOLOGIA

a).- Primero abrir el observatorio y elegir la opcion TAKESPECTRA del menu inicio RUN.

b).- Utilizando los controles del telescopio: DOME,TRACKING, SLEW RATE, RIGHT ASCENSION, DECLI-NATION, MONITOS Y SET COORDINATES para manipularel telescopio simulado.

c).- Toma de medidas:1).- Utilizando los controles del observatorio se apunta con

el telescopio al cielo y se elige una estrella, despues se procedea tomar el espectro en la opcion Take Reading (SPECTROME-TER).

2).- Para integrar el espectro se selecciona la opcionSTART/RESUME COUNT, observar que la relacion senal

ruido S/N sea superior a 100, despues se guarda y se procede aclasificar el espectro de la estrella tomado.

6.2 RESULTADOS

Se tomaron 5 espectros de estrellas descritas en la siguientetabla:

Especros tomado del telescopioEstrella Nombre Tipo

Es-pec-tral

Razones

1 487 G3 Linea intensa de Ca2(K), Ca1 (H) y CH-Metals

2 297 K3 Ca2(K),Ca1, He1,Mn1, Fe1 y CH-Metals

3 436 G4 Linea intensa de Ca2(K), Ca1 (H) y CH-Metals

4 72 F3 Ca2 (K), Ca2(H),H1(Delta) y CH-Metals

5 494 K3 Ca2(K),Ca1, He1,Mn1, Fe1 y CH-Metals

7 DETERMINACION DE LA DIS-TANCIA POR PARALAJE ESPEC-TROSCOPICO

Una manera de determinar la distancia a una estrella es uti-lizando los diagramas H-R, pero tambien conociendo la magni-tud absoluta y magnitud aparente se puede obtener la distancia.

Empleando la ecuacion 2 para el calculo de la distancia ala estrella y utilizando los datos de las tablas del apendice 1para obtener la magnitud absoluta como se muestra la siguientetabla:

Calculo de la distanci de estrellasEstrella Tipo

Es-pec-tral

MAG-AB

MAG-AP

Distanciaen par-secs

1 G3 4.82 4.86 1.012 K3 6.74 8.37 1.363 G4 4.96 4.03 0.814 F3 3.08 5.02 1.385 K3 6.74 8.12 1.38

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8 ConclusionesLas lneas dan informacion acerca de la poblacion de nivelesatomicos/inicos. El hecho de que una estrella muestre la lneaespectral correspondiente a la absorcion de fotones desde uncierto nivel de un atomo o ion en particular, implica necesaria-mente que hay esa clase de atomos o iones en la atmosfera dela estrella, y que las condiciones de excitacion son tales que elnivel de energa esta apropiadamente poblado.

ReferencesROGER W. (2000). POCKET SKY ATLAS. EU: SKY.

9 APENDICE 1

Figure 4 Magnitud Absoluta vs Tipo Espectral para las estrellas de laSP (clase de luminosidad V).

Figure 5 Magnitud Absoluta versus Tipo Espectral para las estrellasGigantes (clase de luminosidad III).

Figure 6 Magnitud Absoluta versus Tipo Espectral para las estrellasSupergigantes (clase de luminosidad I).

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