Hvordan måle sammensetningen av Stars

Spektrometri (spektroskopi) er det viktig verktøy som brukes av astronomer siden 1800-tallet for å måle komposisjon, farge og temperatur av stjerner gjennom analyser av emittert lys spektra. Hvert grunnstoff avslører en tydelig banding mønster i en stjernes absorpsjonsspekter. Når lyset fra en stjerne deler av prisme eller rist inn i et spekter av bølgelengder, reflekterer den spektrale mønster stjernens sammensetning. Mens alle stjernene er 95 prosent hydrogen, variasjoner i sammensetningen avsløre alder, glød og opprinnelse. Spektroskopi var utenfor rekkevidde for de fleste amatørastronomer inntil den siste utviklingen av rimelig Spektroskopiske koster hundrevis til tusenvis av dollar.

Bruksanvisning

1

Kjøp en kompatibel CCD kamera og spectroscope system fra en produsent som SBIG astronomiske instrumenter. Alternativt par et eksisterende kamera kan til en spectroscope. Konstruksjon av en hjemmelaget spektroskopi kan bestå av et kamera, en kopler, en fem-filterholder med en rekke overførings gitter, en 0,4x kompressor linse for å fungere som en kulminerte linse og en fem-filterholder med flere slisser. Gjennomgå område under Flere ressurser for detaljer.

2 Fest koblet spektrograf og kamera til teleskopet. På minimum, trenger du et omfang med en evne til å spore et himmellegeme som Jorden blir; en motorisert rett oppstigning stasjonen er best. Hvis du skal se på dype verdensrommet objekter som stjernetåker eller ønsker å redusere eksponeringstider når du måler sammensetningen av stjerner, vurdere et teleskop med en 10-tommers eller større blenderåpning. Hvis du ikke har råd til denne typen utstyr, vurdere de teknologiske begrensningene som vender astronomene på 1800-tallet som utviklet spektroskopi.

3

Velge passende spaltebredde og gitter basert på den spektrale målet. SBIG standard gitteret har 150 avgjørelser per mm, som ga en enkelt-eksponering spektrum som omfatter banding området fra hydrogen til kalsium.

4 Guide teleskopet slik at bildet av stjernen er synlig gjennom spektrograf slit. Sørg for både slit og stjerne er riktig avbildes på CCD-kameraet. En dobbel CCD selv guiding kamera og spectroscope vil spore stjernen etter at den er skikkelig festet. Følg produsentens anbefalinger for optimal bilde.

5

Tolke data fra spektrale bilde ved hjelp av spektroskopi programvaren som følger med noen kommersielle spektrografer eller innhentet separat. Hvert element i det periodiske system oppviser en unik absorpsjonsspektrum som består av bånd (Fraunhaufer linjer) ved en eller flere bølgelengder. Programvaren bidrar til å bestemme sammensetningen av stjerner ved å påvise absorpsjonsbånd (eller topper på en linje intensitetsprofil) på bestemte bølgelengder som kjennetegner de enkelte elementer.

6 Klassifisere stjernen i en fantastisk klasse (O, B, A, F, G, K, M) basert på målinger av stjernens sammensetning. For eksempel vil mer massive O og B stjerner utvise spektrale mønstre for hydrogen og helium, mens mindre massive K og M stjerner vil også omfatte absorpsjonstopper for metaller som kalsium og helium. Solen tilhører stellar klasse G.