Observación espectrográfica de Júpiter (25/11/23)

La forma más accesible y directa para observar el efecto Doppler-Fizeau (desplazamiento de las líneas espectrales en función de la velocidad radial), es a través de un espectro de Júpiter.

 

La rotación de un objeto celeste (estrella, planeta, galaxia, etc.), induce un desplazamiento de las líneas espectrales. Así, las líneas espectrales quedan desplazadas hacia el azul para el borde del objeto celeste que se acerca hacia el observador y quedan desplazadas hacia el rojo para el borde del objeto que se aleja del observador.

 

 

En la salida que hicimos varios compañeros de la AAC el pasado 25 de noviembre, volví a hacer uso del espectrógrafo Star’Ex HR para apuntar a Júpiter. Realicé los ajustes necesarios para orientar el espectrógrafo de modo que la rendija quedará en la línea del ecuador del planeta. La siguiente figura muestra esta disposición en PHD2 Guiding y guiando a través de una de sus lunas galileanas):

 

 

En la siguiente figura se muestra una de las diez capturas realizadas sobre el planeta. La línea más oscura representa la línea de absorción Hα. Puede apreciarse la inclinación de la misma y de otras más tenues asociadas a otros elementos químicos o moléculas. Pero también aparecen otras líneas con una disposición perfectamente vertical y que corresponden a las bandas telúricas de nuestra atmósfera (moléculas de H2O), que lógicamente no se ven afectadas por el efecto Doppler:

 

 

Y el espectro obtenido ya calibrado:

 

Lógicamente, el espectro de Júpiter centrado en la línea Hα es prácticamente una réplica del espectro solar, ya que la luz capturada del planeta es la reflejada procedente del mismo.

 

La resolución espectral obtenida con mi configuración está cercana a R: 15.000, y la dispersión espectral obtenida es de 0.0602 Å/pixel, suficiente para poder medir la inclinación de las líneas provocadas por el efecto Doppler y deducir la velocidad de rotación proyectada del planeta en el ecuador. A partir de esta velocidad y el período de rotación del planeta, también podremos estimar su diámetro.

 

La velocidad de rotación proyectada según el efecto Doppler se obtiene según la fórmula:

 

 

Donde “c” representa la velocidad de la luz, “λ” la longitud de onda observada (en este caso la correspondiente a Hα, 656,281 nm) y “∆λ” la diferencia entre las longitudes de onda observadas a ambos extremos del planeta (calculados a partir de la diferencia de posición de los pixeles Δpx y de la dispersión espectral). Se aplica un factor de ¼ (en lugar de ½) debido a que realmente el efecto Doppler actúa dos veces (caso de objetos que reflejan la luz solar), una primera vez cuando la luz llega al borde del planeta y luego una segunda vez cuando la luz se aleja.

 

Conocida la velocidad, el diámetro del planeta se obtiene mediante la siguiente expresión, donde “P” representa el periodo de rotación de Júpiter (9h55’30’’):

 

 

La tabla adjunta muestra para cada uno de los espectros del planeta, sobre la línea Hα, las posiciones que ocupan los pixeles (desplazamiento al azul y al rojo respectivamente), su diferencia y la velocidad radial proyectada y diámetro obtenidos, tras a aplicar las fórmulas anteriores:

 

 

En definitiva, los resultados obtenidos son:

Vr = 12,79 ± 0,91 km/s

D = 142.044,94 ± 10.392,69 km

 

Según los datos consultados los valores actualmente aceptados son Vr = 13,07 km/s y D = 142.984 km.

 

Equipo:

–       Montura EQ6-Pro.

–       Tubo Mak127.

–       Espectrógrafo Star’Ex HR (2.400 l/mm, slit 19 µm, 80 x 125 mm).

–       Cámara guía: QHY5L-ii.

–       Cámara principal (captura de espectros): ASI294mm.

–       Sistema de calibración espectral con fibra óptica alimentada por lámpara de neón (modo de calibración lateral).

 

Software:

–       Planetario: Cartes du Ciel.

–       Software para captura de espectros y resolución de placas: NINA.

–       Guiado: PHD2 Guiding.

–       Procesado: Spec Inti v2.4.1.

 

Jose M. Aumente

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