Espectros

En las siguientes 3 figuras se muestran espectros de las estrellas brillantes (en 2 - 4 $\mu$m) S-106 y Vega con corto tiempo de integración. Los espectros se obtuvieron a partir de 3 exposiciones en 3 posiciones de la estrella a lo largo de la rendija ancha, con el fin de construir y sustraer un espectro de las líneas de emisión del cielo. No se observaron estándares para la corrección de líneas de absorción. Los espectros fueron reducidos con el task apall de IRAF. En cada figura se muestran 3 espectros, el inferior corresponde a un modelo de absorción atmosférica para Mauna Kea (calculado por Gene Milone y disponible en el http://www.gemini.edu/science/mkmodels/mk_absor.txt). El segundo espectro corresponde al objeto (dividido entre un cuerpo negro) y el superior es el cociente de objeto entre el modelo de absorción.

La Fig. 4.4 muestra a S-106 en la banda K en baja resolución, mostrando todo el intervalo cubierto en esta banda. La Fig. 4.5 muestra un detalle de la línea $Br\gamma$ en 2.1661 $\mu$m en alta resolución. La Fig. 4.6 corresponde al espectro de Vega en 3.6 $\mu$m, mostrando el intervalo cubierto por un filtro L angosto que fue reemplazado por uno mas ancho.

Figure 4.4: Espectro de baja dispersión de S106 en K. La curva inferior es el modelo de absorción atmosférica par Mauna Kea y éste mismo degradado para la resolución. La intermedia el espectro obtenido y la superior el espectro entre el modelo de absorción.

Figure 4.5: Espectro de S106 con dispersión media en K. La curva inferior es el modelo de absorción atmosférica par Mauna Kea y éste mismo degradado para la resolución. La intermedia el espectro obtenido y la superior el espectro entre el modelo de absorción.

Figure 4.6: Espectro de baja dispersión de Vega en L. La curva inferior es el modelo de absorción atmosférica par Mauna Kea y éste mismo degradado para la resolución. La intermedia el espectro obtenido y la superior el espectro entre el modelo de absorción.