Continuando con pruebas espectroscópicas

 El 28 de diciembre me subía con el modelo antiguo de espectroscopio (aquel que funciona a f10) y la ASI1600 acoplada. El caso es, que funcionó mejor que la combinación con el reductor de focal. La contraprestación, que las estrellas son más "gordas" que con el reductor.

Os dejo una imagen de la estrella Vega.

Donde se aprecia que su diámetro coge 40 píxeles, esos píxeles son muchos para que tengamos una resolución buena en el espectro.

Puse la máscara de slits, pero al cambiar la focal ya no vale la que usaba para el reductor de focal.

Tendré que probar otras medidas para la combinación sin reductor de focal. Pero el caso es que los espectros salen "gordos" y eso no ayuda a que los diferentes píxeles no interfieran entre sí ala hora de formar el espectro.

Al menos unos 25 píxeles de altura tiene el espectro de Vega (y eso dependiendo del tiempo de exposición).

En fin, de momento es lo que hay, el beneficio con la ASI1600,es que al ser un chip de mayor tamaño, la dispersión es menor (el espectro ocupa más píxeles).

Y con Vega (Alfa Lyrae, magnitud 0,03 y espectro A0V) comenzamos las pruebas, 

Este espectro corresponde a una única exposición de 10 segundos.

En las imagen anterior, pongo la comparativa del espectro usando toda la anchura frente a coger la parte central del espectro (no hay muchas diferencias).

Y aquí dejo el espectro de una exposición de 30 segundos.

Evidentemente a más tiempo de exposición, menos ruido en la imagen (aunque sea un objeto brillante).

La siguiente estrella es Sadir (Gamma Cygni, magnitud 2,23 y espectro F8III), aquí una imagen de una única toma de 10 segundos.

Y aquí una imagen promediada de cinco tomas de 10 segundos.

Pasamos a Menkalinan, (Beta Aurigae, magnitud 1,9 y espectro A1IV) con una toma de 10 segundos.

Continuamos con Gomeisa,  (Beta Canis Minoris, magnitud 2,89 y espectro B8V) con la línea de Hidrógeno alfa en emisión.

Saltamos a Gamma Cas (magnitud 2,15 y espectro B0.5IV) con una toma de 10 segundos (la toma más definida que pude obtener). 

Se aprecia claramente en emisión las líneas de Hidrógeno Alfa y Beta.

Continuamos con Elnath (Beta Tauri, magnitud 1,68 y tipo espectral B7III), aquí tuve que apilar espectros para eliminar ruido de las tomas individuales de 10 segundos.

Y si hago el apilado en MaximDL usando el método overlay obtenemos:

Prácticamente dan el mismo resultado los dos métodos de apilar (BASS y MaximDL).

El recorrido me llevó a Capella, (Alfa Aurigae, magnitud 0,71 y tipo espectral G8III) con un rico espectro cargado de líneas de metales. Me llevó un rato identificar esas líneas haciendo uso de un espectro de clasificación espectral parecida.

Pasé a Al Kab, (Iota Aurigae, magnitud 2,63 y tipo espectral K3II) donde se puede ver en una toma de 10 segundos la riqueza de líneas.

Apilando cinco imágenes se consigue

Busqué a la estrella 105 Tau (magnitud 5,9 y espectro del tipo B2Ve,con línea de Hidrógeno alfa en emisión). Aquí el apilado de tres tomas de 30 segundos no da mucha resolución.

Probé tomas de 60 segundos para ver la variación, igualmente es un apilado de tres imágenes. Se mejora el ruido un poco, pero no mucho.

Y terminé con 56 Eri (magnitud 5,78 y espectro del tipo B2Ve) ,otra estrella Be. Aquí está una toma de 30 segundos, donde es imposible sacar nada.

Tras hacer un apilado de 9 imágenes se obtiene lo siguiente:

Se aprecia que tiene la línea de Hidrógeno alfa en emisión, pero no mucho más se puede obtener.

De todo lo anterior se deduce que con esta combinación tengo el límite de magnitud sobre la quinta magnitud con exposiciones largas. Si quiero llegar a estrellas más débiles no me queda más remedio que usar el C8 (aun sabiendo las "bolas" que presenta por estrellas).

Dada que dicha combinación será la mejor para llegar a otras magnitudes, me conformaré con el pixel de dispersión que da el conjunto e intentaré encontrar la máscara de  slits adecuada para elC8 a f10 que permita reducir el tamaño delas estrellas.

Para llegara mayor resolución no queda más remedio que construir un nuevo modelo con una red de difracción de más líneas. Y eso llevará a bajar la magnitud límite alcanzable con dicho equipo,

Sigue sin funcionar y sin supernovas

 Me volvía a subir con la esperanza de que enfocase perfectamente el espectroscopio. En esta ocasión, ajusté el espectroscopio al reductor de focal y posteriormente lo enrosqué al tubo (pensando que no habría flexión de esta manera).

Pero no hubo suerte, y aunque un poco mejor que en noches anteriores, claramente no llegaba a enfocarlas estrellas bien (circulares).

Pasé por unas cuantas estrellas brillantes, intentando ajustar el enfoque para sacar el espectro más limpio, pero la empresa era complicada.

Algunos espectros de ayer fueron los siguientes:

Alpheratz

Vega

Menkalinan

Menkalinan con máscara slit.

En todos ellos me peleé con el enfoque buscando la mejor definición, pero era obvio que no se podía llegar a la mejor resolución.

Lo dejé para pasar a unas "supernovas" recientes que andaban sobre la magnitud 15ª (yo me frotaba las manos).

Pero fueron los ojos los que me tuve que frotar cuando analicé las imágenes. Primero AT 2022acqx, que aseguraban estar en magnitud 15.1 y cuando fui a buscarla no había nada de nada.

Mi imagen...

Ya en el lugar indicado hay una estrella de magnitud 15ª y no se aprecia otra estrella de magnitud similar.

Después AT 2022adzf que también se anunciaba sobre la mag 15.48 y de 15 nada de nada.

Mi imagen...

El punto señalado debe andar cerca de la magnitud 17ª, pero por lo menos estaba donde se indicaba.

Una noche no muy productiva, pero hay que tropezar para aprender a andar. Seguiremos dando vueltas al espectroscopio para intentar que funcione el modelo con el reductor f6,3.

Buscando rastro de agua en los espectros

 Tras leer que es posible calibrar con las líneas del vapor de agua atmosférico en las proximidades de la línea de Hidrógeno alfa, me puse a buscar algunas líneas en los espectros que pude sacar el día 17 de diciembre con el conjunto Mak127- red 300 líneas - ASI1600.

Y encontré algunas en Alfa Canis Majoris.

También las encontré en Alfa Canis Minoris.

E incluso en Gamma Cas.

El caso es que si pueden identificarse, se puede calibrar ese trozo del espectro con ellas para medir variaciones de posición en la línea del hidrógeno alfa y detectar "movimientos espectrales en la oscuridad".

Un paso más hacia el estudio de binarias espectroscópicas. El siguiente paso es conseguir que la resolución mejore (y creo que pasa por cambiar a una red de difracción de más líneas por milímetro).

Tras el chasco de espectros, una supernova

 En la misma noche que la de los slits, al ver la imposibilidad de sacar un espectro decente, decidí buscar una supernova asequible. Para enredar más, el autoguiado no estuvo muy fino. Así que me limité a tomas de un minuto.

La única a mi alcance era SN2022abic y a ella disparé. Tras apilar 16 tomas pude medir lo siguiente:

Probando máscaras Slit

 La noche pasada volví a subir a la azotea para probar diferentes máscaras slits. Todas con la misma anchura de 4mm pero con diferentes separaciones entre los slits.

Me dirigí a Deneb, por ser brillante, pero como noches anteriores había una deformación en las estrellas que no permitían sacar espectros puntuales. Yo estoy convencido de que se debe a una mala alineación entre espectroscopio y línea axial del reductor de focal.

Comenzando con 8mm de separación se obtiene la siguiente imagen.

Pasando a 12mm de separación se obtiene la siguiente imagen.

Siguiendo con una separación de 14mm obtenemos.

Para terminar con 20mm de separación.

Tras tomar medidas sobre las imágenes podemos decir lo siguiente:

Parece que con una separación de 14mm se obtiene la mejor reducción con un mínimo solapamiento entre las difracciones.

El problema con este montaje sigue siendo la alineación perfecta que no llego a alcanzar, fruto de ello es que las estrellas no salen redondas (aparecen como cortadas, unas veces con más ángulo, otras veces con menos).

Me toca probar que forma invento para que se quede perfectamente alineado el montaje. 

En todo caso con un enfoque sin máscara de slits tenemos lo siguiente:

Una mancha de 20 píxeles de anchura. Si conseguimos bajar a 7 o 5 píxeles conseguimos mejorar la resolución del espectro deforma notable. No es lo mismo un espectro promedio de 20 píxeles dispersando luz estelar que un promedio de 7 píxeles dispersando luz estelar.

Para equipos sin slit la única manera de mejorar la resolución del espectro es reducir el tamaño de la estrella en la red de difracción.

Evidentemente con este método (de forma análoga a un slit de verdad) se pierde cantidad de luz que llega al sensor ,teniéndose que extender los tiempos de exposición para obtener espectros medibles.

Cuando solucione el problema de alineamiento, llegarán las pruebas de magnitudes límite.

Continuando con Isbilya (y II)

 Quería comprobar que podría sacar del espectro que había sacado de Procyon (Alfa Canis Minor). La observé por ser una estrella de tipo F con abundantes líneas de elementos metálicos (y ser muy brillante).

Eché mano del Spectroscopic Atlas de Walker para buscar líneas bien identificadas.

Corregí el espectro obtenido con la máscara de slit de 4mm por el continuo y quedó el espectro que muestro en la imagen. 

En él he podido identificar algunas de las líneas que sale en el Atlas y he comprobado que he podido desdoblar el doblete del Sodio (sin mucho problema).

Las variaciones de un pixel o dos píxeles se pueden corregir usando el ajuste cúbico a la hora de calibrar en vez del cuadrático que he usado en esta ocasión.

En resumen, que creo que con la combinación Mak127, red 300líneas y ASI1600 puedo alcanzar una resolución suficiente para intentar hacer un estudio de variaciones de líneas espectroscópicas de estrellas variables (en estrellas muy brillantes).

Este es el fin último de mi diseño de espectroscopio, poder llegar a estudiar variaciones de líneas espectrales con una mínima resolución, para seguir binarias espectroscópicas.

Seguiremos investigando la manera de mejorar la construcción.

Siguiendo con Isbilya (y II)

 Tras estudiar más manuales, analicé las imágenes obtenidas con la máscara de slits para tener una tabla de valores numéricos que se corresponden con el Mak127 a f6,3. Para otra combinación se obtendrán otros valores y habrá que hallar la máscara óptima.

De modo que para la combinación Mak127 a f6.3 y cámara Atik460 lo que tenemos es los siguiente:

De dicha tabla se deduce que a partir de 4mm de ancho de slit conseguimos reducir la estrella  a 4 píxeles (estábamos disparando a bin 2x2). A partir de 6mm los picos se superponen por lo que es más complicado distinguirlo en los espectros.

De modo que probaremos diferentes combinaciones con slits de 4mm. El objetivo es conseguir que las estrellas ocupen el menor número posible de píxeles, para aumentar la resolución delos espectros.

Continuando con Isbilya

 La noche del 18 me subí un rato a la azotea seguir mejorando o averiguar porque falla el enfoque del espectroscopio a f6,3. Yo tengo claro que casi seguro que es un problema de alineamiento óptico.

Lo primero que hice fue intentar alinear tubo guía con telescopio principal. Para ello usé un ocular en el telescopio y la cámara de guiado en el tubo guía. tras un rato de alineación, llego a la conclusión de que hay que mejorar la construcción del tubo guía para alinear perfectamente (no pude hacer coincidir imagen de ocular con imagen de cámara segundaria al 100%).

Al intentar enfocar el orden cero, se mantiene que es imposible conseguir la estrella redonda (acaba siempre deformada). Me toca seguir puliendo la construcción del conjunto.

Así que de nuevo sacamos imágenes con el mak127 sobre la montura Eq35m, pero en esta ocasión el espectroscopio ha sido modificado para que albergue a la cámara ASI1600 (en vez de la Atik460).

Tras un rato peleándome con el enfoque, opté por coger la mejor imagen posible de los espectros y medir algo sobre ellos.

Las estrellas por las que pasé fueron:

Gamma Cas

Donde vemos las líneas  H beta e H alfa en emisión. La dispersión con este chip llega a 1 amstrong por pixel, y en la línea de H alfa la resolución llegó a valores nunca alcanzados. Con estos números cabría la posibilidad de llegar a mejores valores, pero tengo que conseguir el enfoque perfecto.

Dejo una imagen del espectro.

Busqué estrellas brillantes con la idea de obtener espectros fácilmente. Así que me dirigí a Sirio.

El espectro que pude sacar es el siguiente (de varias opciones de exposiciones). Vemos el espectro a 10 segundos.

Aquí la resolución sigue manteniéndose en torno al amstrong por pixel, pero según BASS la resolución ya es menor que en el caso anterior. 

Fue imposible conseguir el espectro perfecto, ya que la estrella no permitía el enfoque ideal, os dejo la imagen del espectro, sobre el que tuve que medir.

La franja central no debería existir (es fallo del enfoque), por lo que tuve que limitar la zona de medición a la franja lateral. Con un enfoque perfecto, las bandas oscuras de las líneas del hidrógeno cogerían toda la anchura del espectro. 

Con 30 segundos de exposición no cambia mucho el espectro de Sirio.

Tuve que medir igualmente en la zona lateral del espectro.

Pasé por Betelgeuse, aunque no calibré el espectro.

Y terminé con Alfa de Canis Minor, con la intención de hacer más pruebas.

A 10 segundos tenemos:

La medición se hizo sobre la franja entera del espectro.

A 20 segundos obtenemos:

Y finalmente con la máscara slit de 4mm y estrechando mucho la zona de medida del espectro se pudo obtenerlo siguiente:

No me queda más remedio que indagar la forma de que la precisión del alineado de la construcción óptica sea perfecta. Llegado a ese punto habremos llegado las máximas posibilidades que puede ofrecer una red de 300 líneas por milímetro.