Astronomická spektroskopie Fotometrie

Prezentace na téma: "Astronomická spektroskopie Fotometrie"— 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 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

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 série Paschenova série Brackettova série Pfundova série Humphreysova série

6 Příklad: spektrum HD 74275 Palounek (2009)

7 Spektrum Slunce

8 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 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, TiO2 M Ca-I, molekulová spektra (TiO2) L molekulová spektra (oxidy, hydridy, voda) T dominantní čáry metanu CH4

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 (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)

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

11 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) (Balmerovy čáry), 41 (MgH), ... Geneva (UBB1B2VV1G) Vilnius UPXYZVS Valraven WULBV

12 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

13 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 nm) MagE

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 (qm – střední úhel pracovního řádu vůči nultému řádu, a – 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 Dl=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)