Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Astronomická spektroskopie Fotometrie. Úvodní poznámky  spektroskopická měření umožňují určovat chemické složení hvězd a galaxií,  pomocí Dopplerova.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "Astronomická spektroskopie Fotometrie. Úvodní poznámky  spektroskopická měření umožňují určovat chemické složení hvězd a galaxií,  pomocí Dopplerova."— Transkript prezentace:

1 Astronomická spektroskopie Fotometrie

2 Úvodní poznámky  spektroskopická měření umožňují určovat chemické složení hvězd a galaxií,  pomocí Dopplerova jevu a Hubbleova zákona se určuje vzdálenost,  podle charakteru spektra se hvězdy dělí do skupin,  typizované fotometrické filtry a systémy

3 Dopplerův jev  Pokud se zdroj záření pohybuje ve směru k pozorovateli, je pozorovaná energie fotonu v soustavě pozorovatele vyšší než v soustavě, která je spojená se zdrojem záření. Přicházející záření tak má pro pozorovatele vyšší frekvenci (kratší vlnovou délku) – modrý posuv.  Pokud se zdroj záření pohybuje ve směru od pozorovatele, je pozorovaná energie fotonu nižší a záření má nižší frekvenci – červený posuv.  např. při v=100 km/s a  H  =656,3 nm =>  =0,219 nm, pro v=1000 km/s je  =22 nm Relativistická korekce

4 Spektrální obrazec hvězd  všechny hvězdy vykazují širokopásmové emisní spektrum (tepelný původ, záření absolutně černého tělesa) proložené diskrétními absorpčními čarami (přítomnost chemických prvků nad fotosférou hvězdy)  spojité emisní spektrum má původ v tepelné ionizaci látky na fotosféře (přechod od vázaných stavů do volných a mezi volnými stavy, rozptyl na volných elektronech),  absorpce má původ v přechodech mezi vázanými stavy v atomech/molekulách a nezářivý přechod do základního stavu  významné jsou čáry vodíku (Balmerova série, Paschenova série,...), He, iontů lehkých i těžkých kovů (Mg, Si,Fe, Mn)  rozšíření absorpčních čar – důsledek Heisenbergova principu, působení okolí,Dopplerův jev kmity atomů, turbulencemi a rotací hvězdy

5 Významné vodíkové série Balmerova série Lymanova sériePaschenova sérieBrackettova sériePfundova sérieHumphreysova série

6 Příklad: spektrum HD Palounek (2009)

7 Spektrum Slunce

8 Klasifikace hvězd TřídaTeplota [K]Charakteristické absorpční čáry O>30000He-II, He-I, H-I, O-III, N-III, C-III, Si-IV B He-I, H-I, C-II, O-II, N-II, Fe-III, Mg-III A H-I, Fe-II, Mg-II, Si-II F H-I, Ca-II, Ti-II, Fe-II G Ca-II, neutrální a ionizované kovy K Ca-I, Mn-I, Fe-I, Si-I, TiO 2 M Ca-I, molekulová spektra (TiO 2 ) L molekulová spektra (oxidy, hydridy, voda) T dominantní čáry metanu CH 4

9 Fotometrie hvězd  fotometrické systémy (FS) pro měření efektivní teploty, hmotnosti, chemické složení  FS popisujeme rozsahem magnitud a typem filtrů  dříve detekce s fotonásobiči, fotodiodami a bolometry (IČ), dnes CCD  FS rozdělujeme na širokopásmové (  <100 nm), středněpásmové (7<  <10 nm) a úzkopásmové (  <7 nm),  přenos FS je dán propustností filtru, odrazností zrcadla teleskopu, propustností optiky kamery a kvantovou účinností detektoru  dále je třeba započíst útlum v atmosféře (především pro UV oblast a blízkou IČ),  kalibrace na známé a stabilní hvězdy (např. Vega, Siruis)

10 Fotometrické filtry  materiály: BG, UG, WG, MUG-6,...

11 Fotometrické systémy Širokopásmové FS  Johnson-Cousin UBVRI (Johnson UVB + Cousins RI)  S20-S25 VRI – blízké Cousins VRI  CCD VRI  Washington CMT 1 T 2  SDSS ugriz – defacto nynější standard  Hipparcos-Tycho H p B T V T  HST WFPC2 160w, 336, 439, 450, 555, 675, 814  HST STIS LP Středněpásmové FS  Stromgren uvby – třída hvězd B, A, F  DDO 35, 38, 41, 42, 45, 48 (obři G, K, trpaslíci) (Balmerovy čáry), 41 (MgH),...  Geneva (UBB 1 B 2 VV 1 G)  Vilnius UPXYZVS  Valraven WULBV Úzkopásmové FS  Oke AB  Wing 8-colours

12 Spektrometry Difrakční mřížka  nutno za clonou použít blokující filtr (pásmová propusť) pro odfiltrování nežádoucích částí spektra vyšších řádů Úhlová disperze  disperze ve vyšších řádech (m) roste,  dále lineárně roste s frekvencí 1/   v rámci jednoho řádu disperze roste s faktorem 1/cos  s

13 Spektrometry Littrowa podmínka  k dosažení vysokého rozlišení je třeba buď s velkou frekvencí mřížky 1/  nebo ve vyšších řádech m (tzv. echelle mřížky – žebříkové mřížky s malou frekvencí čar)  žebříkové mřížky jsou používány s předřazenou normální mřížkou (oddělovač řádů, křížový disperzer) v širokopásmových spektrometrech (např. Magellan Echellette nm) MagE Echelle mřížky

14 Vybrané spektrometry  vysvětlivky: slit length = FOV, slit scale = škálovací faktor, citlivost na změnu úhlu dopadu do systému  dalším parametrem je anamorfní faktor zeslabení spektrometru (  m – střední úhel pracovního řádu vůči nultému řádu,  – úhel mezi kolimátorem a kamerou):

15 Víceobjektove spektrometry  umožňují měřit spektra více objektů najednou buď s pomocí clonové masky nebo vícevláknovým polohovačem Spektrometry se clonovou maskou  vhodné pro malé FOV (vyšší hustota pozorovaných objektů),  minimální velikost clonky v masce ~ 5 arcsec,  s posunutím clonky v masce dále od středu se posouvá i rozsah měřených vlnových délek X – úhlový posun, p – škálovací faktor, r – anamorfní faktor zeslabení spektrometru  např. IMACS: v mezním případě na kraji FOV (15/2=7,5 arcmin=460 arcsec od středu FOV) a p=0,11 arcsec/pixel je X/p=4090 pixelů, r = 0,77, D=0,02 nm/pixel je  =63 nm, ve středu FOV je rozsah nm => rozsah je na jednom kraji posunut na nm, na druhém konci je rozsah nm – kraje se překrývají pouze na 34 nm!

16 Víceobjektové spektrometry Spektrometry s vláknovým polohovačem  vhodné pro větší FOV (nižší hustota pozorovaných objektů),  robotické polohování konců vláken v obrazové rovině k obrazu pozorovaného objektu,  druhé konce vláken definovaně umístěny na vstupu do spektrometru předchozí koncepce (se clonovou maskou),  velkou výhodou je pevná clonová maska a variabilní umístění vláken řízené počítačem,  nevýhody: citelné zeslabení signálu vlákny oproti předchozí koncepci (~3x), větší rozestupy mezi vlákny (20-40 arcsec), problémy s pozadím (nutno měřit pozadí zvlášť – není místní)  např. Hectospec (300 optických vláken)


Stáhnout ppt "Astronomická spektroskopie Fotometrie. Úvodní poznámky  spektroskopická měření umožňují určovat chemické složení hvězd a galaxií,  pomocí Dopplerova."

Podobné prezentace


Reklamy Google