Espectr´ometro

En astronom´ıa, y en la actualidad en cualquier dispositivo ´optico digital, se emplean ge- neralmente arreglos de sensores fotosensibles bidimensionales (CCD9_{) en la adquisici´on de}

una imagen. ´Estos colectan y cuentan el n´umero de fotones que inciden en cada posici´on del arreglo. Por otro lado, unfot´ones una part´ıcula de energ´ıa que viaja a cierta longitud de on- da. Si tomamos en cuenta el modelo planetario de un ´atomo, un fot´on es emitido o absorbido cuando un electr´on pasa de un nivel a otro. As´ı, una estrella o fuente puntual, emite fotones dependiendo de su composici´on qu´ımica y su grado de excitaci´on (temperatura). Esta energ´ıa es absorbida por los elementos qu´ımicos de su atm´osfera o bien por la nebulosa. En el caso de la NP, los fotones, producto de las emanacionesUV de alta energ´ıa de su n´ucleo, son ab- sorbidos por la nube de gas de la nebulosa. Esto es, los electrones de los ´atomos del material en la NP son transferidos a niveles de m´as alta energ´ıa. Dado que la materia tiende a estar en su m´ınima energ´ıa, ´estos pasan a un nivel inferior de energ´ıa, entonces las nubes de material emiten fotones con la energ´ıa equivalente al salto que da el electr´on para su estado de reposo. Es as´ı como las NP producen espectros deemisi´on. Despu´es los fotones viajan por el medio interestelar (lo que est´a entre las estrellas) hasta llegar al telescopio. El resultado final, es que el CCD acoplado en el punto focal del telescopio, colecta fotones con una cierta longi- tud de onda. La cantidad de fotones colectados son proporcionales a la calidad de la ´optica

e instrumentaci´on asociada al telescopio. En la astronom´ıa es de especial inter´es conocer la descomposici´on del haz de luz que inciden en el CCD, su espectro, ya sea para estudios de abundancia qu´ımica del objeto o su cinem´atica. Nuestro inter´es es la cinem´atica del objeto observado.

Figura 15: Esquema ´optico del espectr´ometro MEZCAL.

Para descomponer un haz de luz se utiliza generalmente un espectr´ografo. Si el espectr´ogra- fo es utilizado como instrumento de medici´on se le llamaespectr´ometro. Un espectr´ometro derendijaes un instrumento ´optico dise˜nado para aislar una franja delgada de un haz de luz, llamadobeamen ingl´es, que proviene del punto focal del telescopio y pasa por unarendija. El haz de luz de la rendija pasa a trav´es de uno o m´as elementos dispersores y genera una nueva imagen en el detector, esta imagen es el haz disperso en sus diferentes longitudes de onda. Entonces, un espectro bidimensional captado por el detector consiste en una rebanada delgada del cielo en uno de los ejes y una secuencia de im´agenes de la rendija a diferentes longitudes de onda expandida a lo largo del otro eje. Los espectros de im´agenes astron´omicas reales mostradas en este trabajo fueron adquiridas en el Observatorio Astron´omico Nacio- nal ubicado en la Sierra de San Pedro M´artir (OAN-SPM) con el instrumento Manchaster Echelle Spectrometer MES-SPM.

Figura 16: Ubicaci´on de los elementos b´asicos del espectr´ometro “MES-SPM”. La posici´on de rendija es ortogonal al brazo del instrumento. En el gr´afico a) el brazo est´a orientado norte

↔sur, entonces la rendija este↔oeste. El gr´afico b) muestra la orientaci´on inversa.

Los elementos de MES-SPM en la direcci´on del flujo ´optico son los siguientes, ver Figura 15 y Figura 16: 1) un conjunto de filtros excluyentes que polarizan el haz de luz a 0o,60o,120o y vac´ıo, en el cual el filtro 0o _{est´a alineado con la rendija, 2) un conjunto de rendijas con} un ancho de 70µm,150µm,300µm y vac´ıa que concentra el haz de luz en cierta columna del objeto, 3) un arreglo de filtros de interferencia Hα,[OIII],[S II] y vac´ıo, 4) un espejo

plano que permite ubicar espacialmente a la rendija con respecto al objeto observado, 5) una rejilla como principal elemento dispersor que contiene 31.6 ranurasmm−1_{que puede oscilar}

∼ ±1,8o

. MES-SPM es un espectr´ometro especializado para el estudio de un n´umero limitado de problemas astrof´ısicos, v.g., en donde se requieran estudiar perfiles de l´ıneas resueltas espacialmente provenientes de fuentes extendidas y d´ebiles con alta relaci´on se˜nal a ruido (Meaburn et al., 2003).

Figura 17: Im´agenes adquiridas con el espectr´ometro MES-SPM. Las l´ıneas roja y amarilla muestran 2 posiciones distintas de la rendija. Los gr´aficos b) y c) son im´agenes de la posici´on de la rendija girados con respecto al gr´afico a). Los gr´aficos b’) y c’) son los espectros bidi- mensionales del haz de luz que pasa por la rendija. Cortes´ıa de H. Tirado, A. L´opez; Octubre 2004; Observatorio Astron´omico Nacional, San Pedro M´artir B.C. M´exico.

MES-SPM puede proporcionar una tupla de 3 im´agenes en una observaci´on, dependiendo del arreglo de los lentes y filtros que se seleccionen. La primera, puede ser una imagen del campo observado aplicando un filtro de interferencia y sea lo suficientemente profunda para capturar la morfolog´ıa general de la nebulosa, que llamaremos imagen de c´amara directa o imagen directa , en donde la rendija esta en posici´on vac´ıo y el espejo plano en el eje ´optico del instrumento. La Figura 17.a) es una imagen directa del objeto K4-55 utilizando el filtroHαy un tiempo de integraci´on de 10 min. La segunda, una imagen menos profunda del

objeto donde se ubique espacialmente la rendija, que llamaremos imagen deposici´on, ver los gr´aficos 17.b) y 17.c) que se adquirieron con el mismo filtro y con 100 segundos de tiempo de exposici´on. Este tipo de im´agenes se obtienen a trav´es de una exposici´on corta del objeto con la configuraci´on anterior del instrumento y se toma otra exposici´on con la rendija adentro, el obturador se cierra autom´aticamente mientras se desplaza la rendija a su posici´on. La tercera imagen es el espectro bidimensional. El espejo plano est´a fuera del flujo ´optico y los filtros, rendija y rejilla est´an operando, ver gr´aficos 17.b’) y 17.c’), el instrumento est´a adquiriendo el espectro P-V.