Astronomická spektroskopie Fotometrie

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

Dopplerův jev Relativistická korekce 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 l(Ha)=656,3 nm => Dl=0,219 nm, pro v=1000 km/s je Dl=22 nm Relativistická korekce

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

Významné vodíkové série Balmerova série Lymanova série Paschenova série Brackettova série Pfundova série Humphreysova série

Příklad: spektrum HD 74275 Palounek (2009)

Spektrum Slunce

Klasifikace hvězd Třída Teplota [K] Charakteristické absorpční čáry O >30000 He-II, He-I, H-I, O-III, N-III, C-III, Si-IV B 10000-30000 He-I, H-I, C-II, O-II, N-II, Fe-III, Mg-III A 7500-10000 H-I, Fe-II, Mg-II, Si-II F 6000-7500 H-I, Ca-II, Ti-II, Fe-II G 5200-6000 Ca-II, neutrální a ionizované kovy K 3700-5200 Ca-I, Mn-I, Fe-I, Si-I, TiO2 M 2100-3700 Ca-I, molekulová spektra (TiO2) L 1400-2100 molekulová spektra (oxidy, hydridy, voda) T 1000-14000 dominantní čáry metanu CH4

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 (Dl<100 nm), středněpásmové (7<Dl<10 nm) a úzkopásmové (Dl<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)

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

Fotometrické systémy Širokopásmové FS Úzkopásmové FS Středněpásmové FS Johnson-Cousin UBVRI (Johnson UVB + Cousins RI) S20-S25 VRI – blízké Cousins VRI CCD VRI Washington CMT1T2 SDSS ugriz – defacto nynější standard Hipparcos-Tycho HpBTVT HST WFPC2 160w, 336, 439, 450, 555, 675, 814 HST STIS LP Oke AB Wing 8-colours Středněpásmové FS Stromgren uvby – třída hvězd B, A, F DDO 35, 38, 41, 42, 45, 48 (obři G, K, trpaslíci) 35-38 (Balmerovy čáry), 41 (MgH), ... Geneva (UBB1B2VV1G) Vilnius UPXYZVS Valraven WULBV

Spektrometry Difrakční mřížka Úhlová disperze 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/s, v rámci jednoho řádu disperze roste s faktorem 1/cosqs

Spektrometry Littrowa podmínka Echelle mřížky MagE k dosažení vysokého rozlišení je třeba buď s velkou frekvencí mřížky 1/s nebo ve vyšších řádech m (tzv. echelle mřížky – žebříkové mřížky s malou frekvencí čar) Echelle mřížky žebříkové mřížky jsou používány s předřazenou normální mřížkou (oddělovač řádů, křížový disperzer) v širokopásmových spektrometrech (např. Magellan Echellette 320-1000 nm) MagE

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

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 Dl=63 nm, ve středu FOV je rozsah 370-530 nm => rozsah je na jednom kraji posunut na 433-593 nm, na druhém konci je rozsah 307-467 nm – kraje se překrývají pouze na 34 nm!

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)