Tenía muchas ganas de construir un espectroscopio con una red de muchas líneas, así que compré hace mucho tiempo una red reflexiva de 2400 líneas para intentar medir variaciones pequeñas en los espectros. El primer diseño fracasó, ya que no fui capaz de meter el espectro en el sensor de la cámara.
Decidí ir a lo seguro y opté por el diseño de los espectroscopios Sol'ex y Star'ex. Como yo no soy muy manitas, decidí continuar con mi línea de trabajo de no incorporar slit y lentes convergentes. De modo que la red actua como el filtro SA100. Dispersa la luz que le llega de la imagen entera de la estrella enfocada. Esta imagen es mucho mayor que la que le llegaría tras limitar mediante un slit la llegada de luz a la red de difracción. Esto provoca que la resolución del modelo sin slit decaiga notablemente.
El primer modelo incluía un módulo flip-flop para colocar una segunda cámara que ayudase a localizar el campo mediante la aplicación platesolve. Para mi gozo descubría que cuando se gira la red para obtener el orden cero, la aplicación permitía resolver el campo y así no necesitaba añadir esa distancia adicional.
Así que el modelo quedó sin el módulo flip-flop y permite comprobar si estamos apuntando al lugar correcto con la imagen de la cámara utilizada para medir el espectro de las estrellas.
Acostumbrado a SA100, Isbilya 300 e Isbilya 600 me he encontrado un salto grande en cuanto a los tiempos de exposición, ya que la luz que llega de la red con 2400 líneas es mucho menor que con las redes anteriores. Queda claro que cada red tiene su utilidad, no todas están diseñadas para estudiar los mismos campos astronómicos.
Una ventaja que tiene el modelo Star'ex es que podemos rápidamente cambiar una red por otra, de manera que con la misma construcción se puede tener un aparato preparado para medir a 2400 líneas o a 300 líneas si nos interesa alcanzar objetos más débiles, sacrificando resolución.
Las primeras imágenes con Isbilya 2400 estaban encaminadas a calibrar las posiciones en las que se obtienen centradas las líneas del Hidrógeno, pero capturando con ASIAIR es muy complicado distinguir claramente las caídas de brillo, aún jugando con el histograma de la aplicación.
Cuando se analizan las imágenes en BASS si se detectan las caídas de brillo, pero visualmente es muy complicado, Así que opté por tomar una serie ordenada de capturas sobre marcas prefijadas para identificar a posteriori en que marca caían los valores espectrales buscados.
Entrando en las imágenes que podemos capturar con este equipo, son las siguientes:
Estuve usando Vega durante un par de noches para calcular cada marca que zona espectral cubría. Hay que decir que la estrella en el orden cero, se sitúa en el borde derecho del sensor para hacer estos cálculos.
Las siguientes imágenes corresponden a la combinación de un mak127 sin reductor, la red de 2400 líneas y la cámara ASI294 a bin 1x1. Corresponde a una única toma de 45 segundos de expoición.
En la marca 7 podemos obtener la siguiente zona:
Podemos ver la zona del hidrogeno gamma y épsilon
En la marca 9 tenemos:
Podemos ver la zona del hidrógeno beta, también podemos ver como necesitaremos hacer flats para las tomas, porque una pequeña suciedad arruina las tomas.
En la marca 11 encontramos:
Aquí estaríamos en la zona del hidrógeno alfa. Como se puede ver, nuevamente alguna suciedad arruina las tomas.
Se percibe como con una estrella de magnitud cero (Vega), tomas de 45 segundos son ruidosas, y es que la caída de luz que se obtiene tras una red de 2400 líneas es brutal. Por otro lado, se hace necesario usar tubos grandes, ya que 127mm de diámetro se antoja muy pequeño para capturar espectros de estrellas de magnitud cuarta o quinta.
El siguiente paso lógico será ampliar el número y el tiempo de las exposiciones y apilar tomas para disminuir el ruido.
También probé tomas con la máscara de slit de 180 segundos y obtuve lo siguiente:
En la zona 7 pude capturar la siguiente imagen, con su ruido.
Aunque se extendió el tiempo a 180 segundos la relación entre señal y ruido medida en BASS bajó de uno valor cercano a 80 a otro valor cercano a 20. Por lo que no parece una mejora colocar una máscara a la entrada del tubo para intentar mejorar la resolución del espectro. Tenemos que multiplicar muchísimo los tiempos y no se obtiene mucha ganancia.
Al usar las líneas de calibración, sale una dispersión de 0,15 Amstrong por píxel (maravilloso si fuese real). Necesitamos un espectro más limpio (más tiempo de exposición y apilado de tomas) para poder medir algo en el con las mínimas garantías de fiabilidad.
También se nota como el enfoque va cambiando conforme rotamos la red para alcanzar las diferentes zonas, por lo que se necesitará enfocar en cada zona (tras cada giro) mínimamente, para mantener la línea del espectro lo más fina posible.
Midiendo sobre la imagen, la señal que se obtiene en una toma vemos que en la zona 7 se alcanzan los siguientes valores (para 45 segundos).
En la zona 9 se pudo medir los siguientes valores:
Y finalmente en la zona 11 las mediciones sobre las imágenes dan los siguientes valores:
Necesitaríamos ampliar los tiempos de exposición para ganar luz en la imagen.
El siguiente paso será disparar en una zona determinada del espectro, tomas de larga exposición (varios minutos). A bin 1x1 el programa BASS se queda sin memoria con una sola imagen, por lo que necesitaré recortar las imágenes con el macro creado para AstroImageJ y posteriormente apilar las imágenes recortadas en BASS. Podría intentarlo en MaximDL, pero con imágenes poco brillantes es difícil alinear a mano (usando overlay). Seguramente en BASS con un mínimo real detectado (pero ruidoso), será más fácil alinear sobre la gráfica que sobre las propias imágenes.
Seguiremos trabajando con este espectroscopio (sin slit) hasta alcanzar los parámetros adecuados para poder medir variaciones pequeñas en ciertas zonas de los espectros (principalmente en hidrógeno alfa).
