ESPECTROSCOPIA: LOS CODIGOS DE BARRAS DE

OBJETOS CELESTES

IMAGENES DIRECTAS

El tipo espectral => Temperatura Efectiva

La clase Luminosa => Gravedad Superficial

Velocidad Rotacional

Velocidad Radial Efecto Doppler

Metalicidad

Vientos (lineas Prohibidas)

Formación Estelar (Halpha)

Juventud (LiI)

ESPECTROSCOPIA

QUE PODEMOS OBTENER

Campos MagnéticosEfecto Zeeman

ESQUEMA

1. Historia2. Naturaleza de la Luz y Radiación de cuerpo negro. 3. Componentes de un espectro celeste4. Formación de lineas5. Sistema de clasificación espectral6. Instrumentación

1870-1872 Issac Newton demostró que la luz blanca estaba formada por una banda de colores que podían separarse por medio de un prisma. Este trabajo lo llevo a concluir que los Telescopios Refractores sufren aberración cromática e inventó el Telescopio Reflector (Newtoniano).

En 1802 William Hyde Wollaston realizó observaciones de líneas oscuras en el espectro solar que finalmente condujo al descubrimiento de los elementos en el Sol.

1814-1823,Joseph von Fraunhofer: estudio sistemático de las lineas espectrales del sol (líneas de Franhofer). También lineas espectrales en Venus y estrellas brillantes.

O2(telluric)

HαNaIFeIHβCHCaII

1. HISTORIA

.- 1890 Pickering y su Aren de calculistas (Williamina Fleming, Antonia Maury, Annie Cannon y otras 12 calculistas más). Clasificación estelar de un gran numero de estrellas con placas fotográficas (prisma Objetivo). Definición de la secuencia Harvard OBAFGKM.

Diagrama HR (Hertzsprung, 1908; Russell, 1913).

Morgan, Keenan y Kellman 1943: Introducción de clases luminosas I II III IV V VI. Sistema MK o MKK

Nancy Houk (actualmente emeritus en la Universidad de Michigan). 5 Tomos de estrellas HD clasificadas (1975, 1978, 1982,1988,1999). Ha clasificado 161472 estrellas HD en el sistema MK localizadas a declinaciones < +5 grados.

1823 William Herschell, infirió que las líneas observadas provienen de componentes de la materia estelar. Usando un espectroscopio descubrió el Infrarrojo.

1860 Kirchhoff y Bunsen: lineas de absorción son el reverso de las lineas en emisión observadas en flamas de laboratorio. La intensidad se relaciona con la abundancia de algunas especies.

HISTORIA

1890 Edward Pickering y su grupo de calculistas (Williamina Fleming, Antonia Maury, Annie Cannon, Henrieta Swan Leavitt y otras 10 calculistas más) clasificaron un gran numero de estrellas con placas fotográficas (prisma Objetivo). Definieron la secuencia Harvard OBAFGKM.

1860 Angelo Secci y Huggins: Primera exploración espectroscópica del cielo y primer sistema de clasificación: estrellas blancas (BA), estrellas amarillas (GK), estrellas coloradas (M), estrellas rojas (estrellas de Carbono), Estrellas con lineas en emisión.

Edward Pickering y su grupo de mujeres calculistas.SECUENCIA HARVARD

Nancy Houk (actualmente emeritus en la Universidad de Michigan). 5 Tomos de estrellas HD clasificadas (1975, 1978, 1982,1988,1999). Ha clasificado 161472 estrellas HD en el sistema MK localizadas a declinaciones < +5 grados.

Diagrama H-R: Luminosidad vs Temperatura (Hertzsprung, 1908; Russell, 1913).

Morgan, Keenan y Kellman 1943: Introducción de clases luminosas I II III IV V VI. Estas clases luminosas en conjunto con la secuencia de Harvard definieron el Sistema MK (o MKK) el cual es usado actualmente.

HISTORIA1890 Henry Draper, publicó el tipo espectral de 10000 estrellas, luego con los trabajos de Pickering y su grupo de calculistas (principalmente A. Cannon) se amplió el catalogo en 1918 y 1924.

Nancy Houk (actualmente emeritus en la Universidad de Michigan) ha creado 5 Tomos de estrellas HD clasificadas (1975, 1978, 1982,1988,1999). Ha clasificado 161472 estrellas HD en el sistema MK localizadas a declinaciones < +5 grados.

L=Área*Flujo

L=4πR² * σTeff⁴Ley de Stefan-Boltzmann g=G.M/R²

Recordemos además que =>

Diagrama HR (Hertzsprung, Russell

Las estrellas definen regiones bien definidas sobre este diagrama.

Se necesita conocer la distancia para el cálculo de Luminosidad o Magnitud absoluta

subenanas

Hiper gigantes

Sistema MKK(Morgan, Keenan y Kellmann, 1943)

Según el tipo espectral y clase luminosa, la estrella posee propiedades específicas. Clases LuminosasI=> Supergigantes, II=> Gigantes Brillantes, III =>Gigantes, IV=>Sub gigantes. V=> Enanas, VI=> Sub-enanas, VII=>enanas blancas

Sistema MKK - EspectroscopíaSecuencia de temperatura:

O B A F G K M L T

C SClase de Luminosidad0: HipergigantesIa y Ib : Supergigantes.II: Gigantes BrillantesIII: GigantesIV: Sub GigantesV: EnanasVI: Subenanas

Ejemplo:G0V, M5III, A0IV, K8Ia

Existen rasgos característicos de los espectros que permiten calcular Teff y Luminosidad

2. NATURALEZA DE LA LUZ: RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA

Al rededor de 1860 James Clerk Maxwell describió las ondas electromagnéticas como fluctuaciones de campos magnéticos y eléctricos. Sugirió que los rayos de luz son ondas electromagnéticas.

v=f*λLa velocidad depende del medio, en el vacío v=c~300000 Km/s

La naturaleza corpuscular de la luz se representa con el modelo del fotón. Según su longitud de onda, estas partículas poseen una temperatura asociada y llevan consigo una cantidad de energía.

ε=h*f = h.c/λ h es la constante de Planck 6.63e-34 J.s o 4.14e-15 eV.s

ε=kT=h*f Donde k es la constante de Boltzmann 1.38e-16 erg/K

RADIACIÓN DE CUERPO NEGROUn cuerpo negro está en equilibrio térmico y la interacción entre fotones es despreciable. No hay ley de conservación de fotones; el # de fotones se auto-ajusta con la temperatura del cuerpo. El campo de radiación de cuerpo negro es homogénea e isotrópica.

Catastrofe UV

La distribución de energía espectral (SED) de cuerpo negro es descrita por una función que depende solo de la temperatura I

λ=B

λ(T) (Función de Planck).

FUNCION DE PLANK

Ley de desplazamiento Wien

Ley de Stefan-Boltzman

Aproximación de Reyleight-Jean.

Aproximación de WienWilhelm Wien

3.- Componentes de un espectroContinuo=> ligado-libre, libre-libre y dispersión de electrones.

Lineas=> ligada-ligada

4. FORMACION DE ESPECTROS

Lineas y Continuos

Números cuánticos y lineas de Hidrógenon=número cuántico principal (1,2,3,4...)

l= número cuántico del momento angular (0,1,...n-1) => (s,p,d,f,g,h..)

m = número cuántico magnético (-l, -l+1,-l+2..0..l-2,l-1,l)

s = número cuántico espín (1/2,-1/2)

Transiciones en resonancia se dan entre el nivel base y otro nivel. Son lineas muy fuertes. Ejemplo, la seria Lyman de H.

TRANSICIONES

Dispersión de electrones (F. Coulomb)

Transiciones intercombinadas se dan entre el niveles de energías de diferentes multipletes (diferente s).

transiciones semi-prohibidas se dan cuando se viola la regla de selección DeltS=0 (CaI 6573).

Transiciones Prohibidas: se da cuando se viola la regla de selección Deltl+-1 Siendo l el numero cuántico momento angular.E.j. [O I] 6300A

Lineas espectrales

Fotón tiene la energía para excitar un átomo particular

E=hλ

El fotón es transparente al material y no afecta su trayectoria ni propiedades

Lineas

Continuo

N

Longitud de Onda

N

Longitud de Onda

m

# ba

lone

s

Tamaño

Déficit de balones

FORMACION DE LINEAS - HABLEMOS DE FUTBOL

6

1

1

6

FORMACION DE LINEAS

1

6

FUENTE

Atomo de gas

Linea espectral en absorción

Linea espectral en emisión

Energía cuantizada=>Longitud de onda específica

El atomo absorbe un fotón y lo reemite isotropicamente

ESPECTRO OBTENIDO EN EL TELESCOPIO REFLECTOR DEL OAN Mark III

Estas líneas están ensanchadas, porque?.

Ejemplo de espectros estelares

Campo de radiación continuo

Fotosfera

Espectro de una Galaxia Espiral

El campo de radiación de las estrellas masivas en formación, es dispersado por las nubes moleculares vecinas.

Espectro de una nebulosa planetaria

Luz dispersada por el material circumestelar

Un objeto extendido generalmente tiene espectros con lineas en emisión, en baja densidad se crean líneas prohibidas

EL EFECTO DOPLER: MOVIMIENTOS vs ESPECTROS

Christian Doppler1842

Δλ=λ-λo

c*ΔλV=--------- λ

Efecto Zeeman

Δλ ~ B

B intensidad de campo magnetico

ENSANCHAMIENTOS DE LA LINEA

1.- Ensanchamiento Natural: El electrón en un nivel excitado ocupa la orbita por un breve instante de tiempo (Δt), su valor de energía no es precisa según el principio de incertidumbre de Heisenberg (2*π*ΔE~h/Δt)

2.- Ensanchamiento Térmico Doppler: A una temperatura T la distribución de velocidades está dada por la ley de Maxwell-Boltzmann, combinando esto con el efecto Doppler tenemos:

3.- Ensanchamiento Doppler Rotacional: Se debe al movimiento global de la fotosfera estelar. De manera similar existen fenómenos de microturbulencia

4.- Ensanchamiento Colisional (efecto Stark). Los niveles de energía son afectados por el campo electromagnético de partículas vecinas. Estas partículas no están fijas espacialmente y por lo tanto el campo electromagnético local fluctua.

3.- Ensanchamiento Zeeman: El campo magnético de una estrella puede desdoblar los niveles de energía debido al efecto Zeeman.

Coeficiente de absorciónds

dA

Coeficiente de absorción (α ) es la perdida de Intensidad de un haz que viaja una distancia ds

dA

α depende del numero y la sección eficaz de las partículas absorbentes

El camino libre medio (l) es la distancia media de un fotón antes de ser afectado

Un medio posee una profundidad óptica dada por:

Un medio es opticamente grueso o opaco si τ>1, ó opticamente fino o transparente si τ<1

Los rayos de alta energía creados en el centro (gamma) sufren multiples interacciones antes de escapar de la estrella como fotones UV, ópticos o infrarrojos.

El espectro es formado en la fotosfera, aunque la corona y cromosfera pueden contribuir, especialmente en el rango UV de estrellas frías.

A diferencia del interior estelar, en la fotosfera el campo de radiación no esta acoplado al estado térmico del gas. Se puede asumir LTE en la fotosfera de estrellas enanas, y esta aprox. puede ser aceptable para gigantes y super gigantes.

l~cms

l~Kms

T Fotosfera

Mayor opacidad, menor profundidad optica

Menor opacidad , mayor profundidad optica

Existe una gran diversidad de estrellas cuyos espectros reflejan un amplio rango de fenómenos físicos de la fotosfera estelar. Sin embargo, la mayoría de espectros estelares se pueden aproximar con dos variables físicas: La temperatura efectiva (el tipo espectral) y la presión del gas (gravitación superficial o Luminosidad), esto define el sistema de clasificación bidimensional MKK (1943)

En equilibrio Termodinámico (ET):

Radiación:.- Ley de Kirchhoff (e=a).- Ley de Planck (Wien and Stefan Boltzmann)

Materia.- Maxwell-Boltzmann (distribución de velocidades).- Boltzmann (distribución de niveles de energía).- Saha (distribución de estados de ionización)

Opacidad de linea

.- Abundancia del elemento

.- proporción de átomos en el nivel de excitación (Boltzmann)

.- proporción de átomos en el estado de ionización (Saha)

.- probabilidad de transición. Función de Partición, reglas de selección, pesos estadístico de los niveles (gi), coeficientes de Einsteins.

La clasificación estelar no necesita conocimiento teórico de la formación de líneas y

del continuo, sin embargo, este conocimiento teórico es necesario para la interpretación de los

espectros estelares.

En otras palabras, la clasificación espectral es un método cualitativo para agrupar un gran número de estrellas en grupos o tipos conociendo algunas características físicas de las estrellas patrones usadas para calibrar el método de clasificación.

SISTEMA DE CLASIFICACION ESPECTRAL (Morgan Keenan y Kellman)

La Clasificación no requiere el conocimiento teórico de formación de lineas. Pero, es necesario estudios detallados de las estrellas patrones que conforman la base de cualquier sistema de clasificación.

Además de seleccionar las estándares adecuadas, un sistema de clasificación se basa en la metodología de comparación entre el problema y el patrón.

eq. width = (1 - flux1 / flux2) * width1

1) Ancho Equivalente ( una banda continua)

2) Ancho Equivalente ( dos banda continuas adyacentes)

3) Comparación directa (todo el espectro)

flux 1 flux 2

Debido a la energía requerida para realizar transiciones, elementos como CaI, CaII, FeII, FeII TiI, Mg... aparecen en estrellas G, K y M. .- En estrellas alrededor de A0 la opacidad del continuo juega un papel fuerte en el debilitamiento de lineas metálicas. .- En estrellas más calientes se esperan que los metales ionizados estén presentes (FeIII, CaIII,C,N,O, Ne....), ellos en realidad aparecen pero no en el visual sino en el UV. .- Algunas lineas como las del Si y Mg, pueden aparecer en el óptico en estrellas más calientes que A0, pero debido a su baja abundancia, las lineas son débiles y se necesita gran señal/ruido.

En las estrella frías existen menor población de H en el nivel n=2, al incrementar la temperatura esta población incrementa.

Hacia estrellas calientes, la población n=2 disminuye como consecuencia de hidrogenos ionizados.

La opacidad del continuo posee un máximo alrededor de 10000K

Ensanchamiento de las lineas de Hidrogeno con gravedad superficial mayor (=> luminosidad menor, => densidad del gas mayor).

Efecto Stark: Los niveles de H son degenerados 2n^2 veces debido al campo eléctrico de iones y electrones vecinos . Los iones y electrones poseen una velocidad característica (data por la relación de Maxwell a temperatura T). Esto implica que el campo electro-magnético alrededor de una partícula fluctúa, lo que implica que el ensanchamiento es proporcional a la velocidad característica (Δλ~Vel(ion, e-)

Mayor densidad => Mayor interacción => Mayor ensanchamiento.En estrellas enanas el ensanchamiento es mayor que en estrellas supergigantes

Debido a la dependencia con la distribución de velocidades, en estrellas más frias la dependencia de las lineas de H con la gravedad superficial disminuye.

A CLASIFICAR ESPECTROS

VELOCIDADES RADIALES

Por fortuna, sabemos la velocidad relativa observador-sol y podemos medir la velocidad de alejamiento o acercamiento con respecto al sol. Vt~30 km/s; Vrot~2Km/s

Parte del Movimiento observado es un reflejo del movimiento del sistema sol-tierra en el espacio.

Movimientos cíclicos:Binarias y planetas

Aproximadamente la mitad de las estrellas se encuentran en sistemas múltiples.

El método de velocidad radial se aplica para confirmar planetas alrededor de estrellas (casi 500 planetas confirmados por RV).

VELOCIDAD DE ROTACION

λ*VΔλ=-------- c

V

VALTA ROTACION

BAJA ROTACION

Material circumestelar: Perfil Pcygni

absorción

Emisión

Emisión

2

3

1

4

4

13 1

3

2

4

1. No observamos efecto Doppler, el material no se está alejando ni acercando (marco de referencia)2. El material en la linea de visión se esta acercando (absorción corrida al azul)3.- El material no esta en la linea de visión, se esta acercando (emisión corrida al azul)4.- El material no esta en la linea de visión, se esta alejando (emisión corrida al rojo)

Material se está expandiendo. Vientos estelares, remanentes de supernovas

Material circumestelar: Pcygni inverso

absorción

Emisión

Emisión

2

3

1

4

4

13

1

4

2

3

1. No observamos efecto Doppler, el material no se está alejando ni acercando (marco de referencia)2. El material en la linea de visión se esta alejando (absorción corrida al rojo)3.- El material no esta en la linea de visión, se esta alejando (emisión corrida al rojo)4.- El material no esta en la linea de visión, se esta acercando (emisión corrida al azul)

Material se está contrayendo. Protoestrellas, Discos en acreción.

Estrellas Jóvenes (y además campos magnéticos, efecto Zeeman)

Material volátil como el LiI en algunas estrellas poco masivas (capa convectiva), es llevado al centro estelar donde se alcanzan las temperaturas suficientes para su quemado.

Si aun se observa implica que no ha pasado tiempo suficiente para su quemado, es decir la estrella es joven (pocos millones de años).

6. INSTRUMENTACION

Prisma Objetivo (T. Stock - OAN)Espectros de rendija+red de difracción Espectrógrafo MKIII- T. Reflector-OAN

Grisma (T. Reflector – OAN futuro)

Espectros multi-objetos (HECTOSPEC)

ESPECTROGRAFO DE

RENDIJA

OBSERVACION ESPECTROSCOPICA

(Espectros ópticos de rendija)FUENTE

RENDIJA

DISPERSOR(red)

CAMARA

COLIMADOR

PLANO FOCAL

.- BIAS (5 al principio y 5 al final)

.- FLATLampara de quarzo

.- TARGETCentrar el objeto en la rendija

.- Lampara de ComparaciónNo estable => una por target, Estable > al principio y final

.- ESTANDAR ESPECTRO-FOTOMETRICA (2 o 3)Para realizar calibración en flujo

ESPECTROS DE CIELO(USO DE FIBRAS)

Estrella principal

Señal de estrellas brillantes o vecinas

LINEAS DE CIELO

TARGETS

BIAS

FLAT

LAMPARA DE COMPARACION

IMAGENES DE CALIBRACION

CALIBRACION DE UN ESPECTRO

1) EXTRAER UN ESPECTRO Y CORREGIRLO POR EL FONDO DE CIELOa.- Chequear el ancho del perfil (imexam) y la fuente de interés (aparición de múltiples fuentes)b.- Correr la tarea apallc.- Si es necesario cambiar los parámetros de extracción de la fuente y del cielo (opciones gráficas)

2) CALIBRARLO EN LONGITUD DE ONDAa.- extracción de la Lampara de Comparación (apall con referencia al objeto) b.- Identificar las lineas para calibrar la lampara (identify y reidentify)c.- Asignar la lampara a un objeto (hedit o refspec)d.- calibrar en longitud de onda el espectro (dispcor)

3) CALIBRACION EN FLUJOa.- Definir parámetros generales (epar kpnoslit)b.- Chequear masa de Aire (setairmass)c.- Definir estrellas estándares (standard)d.- Obtener la función de sensibilidad (sensfunc)e.- Aplicar la función de sensibilidad (calibrate)

Las tendencias observadas se atribuye a procesos físicos asociados a la fotosfera estelar.

Algunas de estas son:

1.- Porque en estrellas de la secuencia principal, existe un máximo de intensidad de las lineas del Hidrógeno, el cual está a 10.000 K. En estrellas supergigantes el máximo se encuentra en estrellas más frías.

2.- Porqué no se ven metales ionizados en estrellas calientes y solo se observa principalmente HeII y HeI

3.- Porque se observa un crecimiento notable de algunas lineas metálicas hacia tipos espectrales más tardíos.

4.- Porque el hierro y el titanio aparecen con intensidad similar siendo el hierro 2.5 ordenes de magnitud mas abundante que el titanio.