Espectroscopia
A espectroscopia consiste na decomposição da luz (ou de outra radiação electromagnética) nos seus elementos constitutivos (espectro). Um exemplo concreto é o Arco Íris, que não mais é do que um espectro de baixa resolução da luz solar.
O espectrógrafo é o aparelho que contém o elemento que dispersa a luz, normalmente uma grelha de difracção, combinada ou não com um prisma. Variando o ângulo da grelha de difracção relativamente ao eixo óptico, varia-se o comprimento de onda do espectro. Relativamente ao meu espectrógrafo, representado à direita, a luz vinda do telescópio foca numa fenda (25 μ) situada entre as duas saídas, segue para o colimador onde o feixe é tornado paralelo, vai à rede de difracção, é reflectido por esta, passa de novo pelo colimador, que neste caso vai focar o feixe difractado na ocular, ou CCD.
Porquê a espectroscopia em astronomia? Com recurso a esta técnica podemos determinar com precisão a classe espectral das estrelas, a sua metalicidade, bem como o seu estado de evolução; podemos estudar e seguir o comportamento de estrelas variáveis; podemos estudar os movimentos dos astros através do efeito de Doppler; podemos estudar a composição química de atmosferas de planetas e de nebulosas; podemos estudar com precisão a cromosfera do Sol; podemos visualizar por métodos indirectos de tomografia Doppler estrelas binárias próximas.
A nível amador, estamos limitados ao fraco poder de captação de luz dos nossos telescópios, com aberturas que raramente ultrapassam os 250mm. Quanto maior for a dispersão da luz emitida pelo astro, menor será a luz que chega a cada pixel do CCD. Isso limita-nos os objectos de estudo. No meu caso, com um Schmidt-Cassegrain de 235mm de abertura, com uma grelha de difracção de 2400 linhas por mm (dispersão de 0,116 Å por pixel) estou limitado a magnitude 6,2 na zona Ha para objectos pontuais, para uma hora de exposição. Com a grelha de difracção de 300 linhas por mm (dispersão de 1,49 Å por pixel) consigo chegar à magnitude 10,3. Para perceber como se processa um espectro, seguir este link.
Em meados de 2013 complementei o meu equipamento científico com um espectrógrafo com R=600, o Alpy600:
Com este dispositivo cubro os astros simultâneamente no visível e no infravermelho próximo até cerca de mag.14.
Para saber mais sobre estes espectrógrafos, seguir este link
Em todos os gráficos espectrais, o comprimento de onda em Å nas abcissas e o fluxo ou fluxo normalizado em ordenadas.