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,
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