Como medir a composição das Estrelas

Spectrometry ( espectroscopia ) é a ferramenta essencial usada pelos astrônomos desde 1800 para medir a composição , cor e temperatura das estrelas através da análise de espectro de luz emitida . Cada elemento químico revela um padrão de bandas distinto no espectro de absorção de uma estrela. Quando a luz de uma estrela divide pelo prisma ou grade em um espectro de comprimentos de onda , o padrão espectral reflete a composição da estrela. Enquanto todas as estrelas são 95 por cento de hidrogênio , variações na composição revelar a idade, luminosidade e origem. Espectroscopia estava fora do alcance para a maioria dos astrônomos amadores , até o recente desenvolvimento de spectroscopes preços razoáveis ​​que custam centenas de milhares de dollars.Things que você precisa
TelescopeCCD cameraSpectroscope (também chamado espectrógrafo ou espectrômetro ) software GratingsSlitsSpectometry
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Compre uma câmera CCD compatível e sistema espectroscópio de um fabricante como SBIG astronômicos Instruments. Como alternativa, casal uma câmera existente pode para um espectroscópio . Construção de um espectroscópio caseiro poderia consistir de uma câmara , um acoplador , um suporte de filtro de cinco com vários grades de transmissão , uma lente 0.4x compressor para funcionar como uma lente culminando e um suporte de cinco filtro com múltiplas fendas . Comente o site em Recursos adicionais para obter mais detalhes .
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Anexar o espectrógrafo ligado e câmera ao telescópio. No mínimo, você vai precisar de um espaço com uma capacidade de rastrear um objeto celeste como a Terra gira ; uma unidade de ascensão reta motorizado é o melhor. Se você vai estar a olhar para os objetos do espaço profundo como nebulosas ou quer diminuir o tempo de exposição ao medir a composição de estrelas , considere um telescópio com uma de 10 polegadas ou maior abertura. Se você não pode permitir este tipo de equipamento , considere as limitações tecnológicas que enfrentam os astrônomos de 1800 que desenvolveram espectroscopia.
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Escolha largura da fenda adequada e ralar com base na meta espectral . Grade padrão da SBIG tem 150 decisões por mm , produzindo um espectro - exposição única que engloba a gama de bandas de hidrogênio ao cálcio.
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Guia do telescópio de modo que a imagem da estrela é visível através da fenda espectrógrafo . Garantir tanto a fenda e estrela estão devidamente fotografada na câmera CCD . Uma câmera e espectroscópio auto- guiando dupla CCD irá acompanhar a estrela depois de estar devidamente corrigido. Siga as recomendações do fabricante para imagem ideal.
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Interpretar os dados da imagem espectral usando software de espectrometria incluído em alguns espectrógrafos comerciais ou obtidos separadamente . Cada elemento na tabela periódica apresenta um espectro de absorção único composto de bandas (linhas Fraunhaufer ) a um ou mais comprimentos de onda . O software ajuda a determinar a composição de estrelas , detectando bandas de absorção (ou picos em um perfil de intensidade de linha ) em comprimentos de onda específicos que caracterizam elementos individuais.
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Classificar a estrela em uma classe estelar (O , B , A, F , G, K , M ), com base em medições de composição da estrela. Por exemplo, mais massivas estrelas O e B irá apresentar padrões espectrais de hidrogênio e hélio , enquanto menos maciças K e M estrelas também irá incluir picos de absorção de metais, tais como o cálcio eo hélio. O sol pertence à classe estelar G.