Spectrométrie (spectroscopie) est l'outil essentiel utilisé par les astronomes depuis les années 1800 pour mesurer la composition, la couleur et la température des étoiles grâce à des analyses de spectres lumineux émis. Chaque élément chimique révèle un motif de bandes distinctes dans le spectre d'absorption d'une étoile. Lorsque la lumière d'une étoile se divise par prisme ou réseau en un spectre de longueurs d'onde, le motif spectral reflète la composition de l'étoile. Alors que toutes les étoiles sont de 95 pour cent d'hydrogène, des variations dans la composition révèlent l'âge, de la luminosité et de l'origine. Spectroscopie était hors de portée pour la plupart des astronomes amateurs jusqu'à ce que le développement récent de spectroscopes à un prix raisonnable coûtant des centaines de milliers de dollars.
Instructions
1 
Achetez une caméra CCD compatible et le système de spectroscope d'un constructeur comme SBIG Instruments astronomiques. Alternativement, coupler un appareil existant peut à un spectroscope. La construction d'une maison spectroscope pourrait consister en un appareil photo, un coupleur, un porte-filtre avec cinq nombreux réseaux de transmission, une lentille de compresseur 0.4x pour fonctionner comme une lentille culminant et un porte-filtre avec cinq fentes multiples. Donnez votre avis sur le site sous la rubrique Ressources supplémentaires pour plus de détails.
2 Fixer le spectrographe connecté et appareil photo sur le télescope. Au minimum, vous aurez besoin d'un champ avec une capacité de suivre un objet céleste que la Terre tourne; un moteur d'entraînement d'ascension droite est la meilleure. Si vous serez à la recherche d'objets dans l'espace lointain comme nébuleuses ou voulez diminuer les temps d'exposition lors de la mesure de la composition des étoiles, envisager un télescope avec un 10 pouces ou plus ouverture. Si vous ne pouvez pas se permettre ce type d'équipement, tenir compte des limites technologiques auxquels sont confrontés les astronomes des années 1800 qui ont développé la spectroscopie.
3 
Sélectionnez la largeur de la fente appropriée et caillebotis en fonction de la cible spectrale. caillebotis standard SBIG dispose de 150 décisions par mm, ce qui donne un spectre unique exposition englobant la gamme de baguage de l'hydrogène au calcium.
4 Guide du télescope de sorte que l'image de l'étoile est visible à travers la fente du spectrographe. Veiller à la fois la fente et l'étoile sont correctement imagés sur la caméra CCD. Une caméra et spectroscope auto-guidage à double CCD permettra de suivre l'étoile après qu'il est correctement fixé. Suivez les recommandations du fabricant pour l'imagerie optimale.
5 
Interpréter les données de l'image spectrale en utilisant un logiciel de spectrométrie inclus avec certains spectrographes commerciaux ou obtenus séparément. Chaque élément du tableau périodique présente un spectre d'absorption unique, constitué de bandes (lignes Fraunhaufer) à une ou plusieurs longueurs d'onde. Le logiciel permet de déterminer la composition des étoiles en détectant des bandes d'absorption des pics (ou sur un profil d'intensité de la raie) à des longueurs d'onde spécifiques qui caractérisent des éléments individuels.
6 Classez l'étoile dans une classe stellaire (O, B, A, F, G, K, M) sur la base des mesures de la composition de l'étoile. Par exemple, les étoiles les plus massives O et B présenteront des motifs spectraux de l'hydrogène et de l'hélium, tandis que moins massives K et M étoiles comprennent également des pics d'absorption pour des métaux tels que le calcium et l'hélium. Le soleil appartient à la classe stellaire G.