El Astrónomo Errante

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Encontrando la curva de respuesta del equipo

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El espectro que recibimos de la luz de una estrella se distorsiona (contamina), de alguna manera, debido a las características del equipo que utilicemos para su obtención. Así, los cristales y espejos del telescopio, el propio espectrógrafo y la cámara de fotografías utilizadas (especialmente el tipo de chip), varía la intensidad de las diferentes longitudes de onda del espectro obtenido, de forma que la curva es completamente distinta a la realidad del espectro característico y que se obtendría a través de equipos profesionales. Esta forma de variación de la curva característica del espectro es lo que llamamos “curva de respuesta” y será distinta para cada clase espectral característica.

No confundamos lo que aquí estamos tratando con la contaminación del espectro por los componentes atmosféricos y la contaminación lumínica que padezcamos durante la obtención de las tomas, ya que ellos repercuten en nuevas líneas de emisión/absorción pero no en todo el “continium” del espectro, tal y como lo hacen las características del equipo.

Un ejemplo habla por sí solo:

Esta es la gráfica del espectro de Merak obtenida con un S/C Meade de 8”, el espectrógrafo DADOS (rejilla 200 l/mm) y una Canon 450D sin filtros UV-IR.

Sin embargo la gráfica de referencia de una estrella tipo de la Clase A2V, en la misma amplitud sería esta:

Así, comparando ambas gráficas, podemos darnos cuenta de cómo afecta nuestro equipo a curva del espectro. La diferencia entre ambos responde a una curva constante para cada tipo de espectro que debemos compensar, y que deberemos ir recopilando nosotros para cada uno de los tipos espectrales que deseemos estudiar.

De ahí, la importancia de configurarnos un catálogo personal con curvas de referencia y curvas de respuesta, cuanto más completo sea el catálogo, más afinaremos en la obtención del espectro final. Pero todo ello nos lleva a considerar que es importante normalizar nuestro trabajo y manejar parámetros fijos que puedan ser constantes en los distintos estudios espectrales para que los resultados comparativos puedan ser, ciertamente efectivos. Aunque todavía nos queda mucho por recorrer parece adecuado fijar en principio una amplitud de la gráfica desde 3800 Angstroms a 6800. Los parámetros de los continiums los iremos fijando más adelante puesto que no son tan sencillos de determinar.

En primer lugar debemos seleccionar el continium de el espectro de referencia. En nuestro caso el espectro de referencia es el dado por el programa RSPEC para una estrella clase A2V (el programa no ofrece el de A1V). El espectro ya ha sido presentado en la gráfica 2 y ahora debemos seleccionar el continium.

El “continium” viene dado por el suavizamiento de la curva gráfica según un parámetro que la ajusta a una media de los puntos de la misma. Debemos eliminar los puntos que ofrecen una gran discontinuidad en la curva para que el suavizamiento de la curva no sea muy traumático ya que afectará al resultado posterior.

Hemos cortado todos los puntos de gran discontinuidad de forma que con un ajuste suave de la curva en “10” tenemos la gráfica dada. La gráfica anterior, con un ajuste de “86” todavía mostraba una profunda discontinuidad que impedía su utilización. Más adelante compararemos resultados con distintos continiums de referencia.

Ahora, el continium de referencia nos va a servir para ajustar nuestro espectro bruto.

Ahora esta curva de puntos continuos que marca la intensidad media de los puntos del espectro de referencia debe de ajustar nuestro espectro bruto a dicha intensidad continua. Para ello, primero debemos dividir nuestro espectro bruto entre el continium de referencia.

Aquí vemos en rojo la gráfica resultante de la operación señalada, y en azul el espectro bruto original. La diferencia no parece gran cosa a simple vista, pero el ojo engaña donde la matemática opera.

Ahora, del espectro resultante, llamémosle “espectro bruto rectificado”, debemos obtener su continium para realizar una última operación.

Aquí dice el video tutorial que no es demasiado importante el ajuste suave.

Con un ajuste suave a “10” sin recortar los puntos de gran discontinuidad, ya que al ser poco pronunciados y dispersos con respecto a la gráfica no afectan mucho, obtenemos el continium azul de la ilustración. Esta curva es la que llamamos “curva de respuesta del equipo”, y en teoría y en nuestro caso, nos servirá ya para ajustar todos los espectros de una estrella clase A1V que obtengamos.

Una vez guardada la “curva de respuesta del equipo”, volvemos al espectro en bruto que obtuvimos de Merak.

En esta situación debemos de tener cuidado de que los extremos del espectro bruto no queden por debajo de los extremos de la curva de respuesta, ya que en caso contrario obtendremos resultados no válidos. Cortanemos los extremos del espectro bruto si es necesario, hasta el rango en donde la curva de respuesta tenga un valor de intensidad superior

Ahora dividiéndolo por la curva de respuesta del equipo obtendremos el espectro real y ajustado de nuestra estrella.

Si comparamos con el espectro de referencia, podemos comprobar que los resultados son adecuados pero mejorables.

Mejorando el continium de referencia (es una parte muy importante) y con un ajuste suave a “5” en la respuesta, parece afinarse más los resultados:

En rojo el nuevo espectro, en azul el anterior resultado.

Fuente: Alfonso L. Calvente Ortiz. http://universoycreacion.blogspot.com.es/


 
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