Transcript spektroskopska analiza zvezd tipa rdeče orjakinje

Podiplomski seminar
SPEKTROSKOPSKA ANALIZA
ZVEZD TIPA RDEČE ORJAKINJE
Marko Pratnekar
Mentor:prof.dr.Tomaž Zwitter
Fakulteta za matematiko in fiziko
Ljubljana
16.11.2010
“On the subject of stars, all investigations which are not ultimately
reducible to simple visual observations are ... necessarily denied to us.
While we can conceive of the possibility of determining their shapes, their
sizes, and their motions, we shall never be able by any means to study
their chemical composition or their mineralogical structure ... Our
knowledge concerning their gaseous envelopes is necessarily limited to
their existence, size ... and refractive power, we shall not at all be able to
determine their chemical composition or even their density... I regard any
notion concerning the true mean temperature of the various stars as
forever denied to us. .”
Auguste Comte, Cours de philosophie positive (1842)
Vsebina predstavitve
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Zgodovinski pregled
Vrste spektrov
Nastanek spektralnih črt
Širina spektralnih črt
Področja uporabe
Rdeče orjakinje
Zajemanje spektrov
Disperzijski elementi
Uklonska mrežica
Svetlobni vodnik
Kolimator
CCD detektor
Cilji
Zgodovinski pregled:
•
1666 – Newton s prizmo razkloni svetlobo na barve
•
1802 – W. Wollaston opazi temne črte v sončevem spektru
•
1815 – J.von Fraunhofer ponovno analizira in izdela katalog 574 spektralnih
črt v sončevem spektru
1842 – C. Doppler popiše t.i. Doppler-jev pojav
•
•
•
•
1859 – R. Bunsen in G. Kirchhoff eksperimentirata z
segrevanjem različnih kemijskih elementov v
laboratoriju – spektralne črte so edinstvene za vsak
element – začetek spektroskopije kot znanstvene
discipline
1868 – Huggins uporabi spektroskop (Doppler-jev pojav) za
določanje radialnih hitrosti zvezd
20. st. – spektroskopija postane eno izmed najbolj pomembnih
orodij v astrofiziki (fizika zvezd, preučevanje medzvezdna
snovi, galaktična astronomija, kozmologija, telesa
sončnega sistema,…
Vrste spektrov
•
Kontinuiran spekter (toplotno sevanje črnega telesa)
3
Wienov zakon: 0  T  kW (kW  2,90  10 mK)
•
Črtni spekter (absorpcijski/ emisijski)
Kirchhoff-ovi zakoni spektroskopije:
1.
Vroča trdna telesa, tekočine in
plini pod povišanim tlakom
sevajo kontinuiran spekter.
2.
Vroč plin pri nizkem tlaku seva
emisijski spekter.
3.
Plin pri nizkem tlaku, pred
vročim izvorom kontinuiranega
sevanja povzroča absorpcijske
črte v kontinuiranem spektru.
Nastanek spektralnih črt
Vir: Astronomical Spectroscopy; Jonathan Tennyson; Imperial College Press
Nastanek spektralnih črt
vezano – vezani procesi
•
Bolzman-ova enačba
n2 g 2 

e
n1 g1
E2  E1
kT
g - podajata stopnjo degeneriranosti stanj
Elektron vodikovega atoma v osnovnem stanju: E1 = -13,6 eV
ionizacija
•
Saha-ova enačba
nII
2  Z II (2    me  k  T ) 3 / 2  kionT


e
nI
ne  Z I
h2
E
Širina spektralnih črt
Spektralne črte imajo karakteristično obliko, širino in globino oz. višino (emisija)
Širina črt:
•
ekvivalentna širina črte (Wλ)
W  
FC  F
d  R  d
FC
Rλ – globina črte
•
širino na polovici maksimalne intenzitete ali ang. FWHM (“full width halfmaximum”)
Širina spektralnih črt
•
•
Naravno širjenje - kvantna narava atoma Et  h
2
Dopplerjevo širjenje:
- Termalno širjenje →termično gibanje delcev v optični osi
Maxwell-Bolzmann-ova enačba:
1/ 2
N ( p)dp  2 
 3 3 
N
 m k 
 mc
Profil spektralnih črt: I ( )  I (0 )e
p 2  p 2 / 2mkT
e
dp
T 3/ 2
2
( 0  ) 2 / 2 kT2
→Gauss-ov profil
- Rotacijsko širjenje → se uporablja za merjenje rotacije zvezd
- Širjenje zaradi raztezanja/ krčenja → Kefeide, nove, supernove,…
•
Tlačno širjenje – do širitve spektralnih črt prihaja zaradi interakcije med
delci
Omogoča določanje gravitacijskega pospeška zvezd (skupaj s Teff).
Najdominantnejše Dopplerjevo širjenje →prevladuje Gauss-ov profil
Širina spektralnih črt
Iz predhodnega sklepamo – na širino in globino spektralne črte vpliva količina
absorberja/ emiterja, ki povzroča spektralno črto.
Ca II (vsaka črta 10x večja
koncentracija abs.)
Povečevanje intenzitete črte z večanje št. atomov, ki jo povzročajo prikazuje Krivulja rasti (curve of growth) – določimo zastopanost kem. elementov
Področja uporabe – radialne hitrosti
•
Komponento relativne hitrosti med Zemljo in astronomskim objektom, ki leži
v smeri opazovanja imenujemo radialna hitrost objekta
Merimo oddaljevanje/ približevanje objekta → radialno hitrost določimo na
podlagi spremembe valovne dolžine /frekvence → Doppler-jev pojav
•
v<< c






v
c
→
v
0  
  0
c
c


λ,ν – mirovna val. dolž./ frekvenca
λ0,ν0 – opazovana val.dolž./ frekv.
Formulacija velja za hitrosti pod 10 000 km/s! Večje hitrosti – uporabimo relativistični zapis
Področja uporabe
Spektroskopija v astronomiji:
- kem. sestava, temperatura,rotacija, mag. polje zvezd
- določanje radialnih hitrost objektov
- spektroskopija ostankov supernov (spektroskopska klasifikacija)
- spektroskopija meglic in medzvezdne snovi,
- spektroskopija galaksij (rotacija, populacije zvezd, razdalje…),
- raziskovanje kvazarjev,
- preučevanje teles sončnega sistema,
- odkrivanje planetov okoli drugih zvezd,
Rdeče orjakinje
KAKŠNE ZVEZDE SO TO?
- zvezde zaključni fazi evolucije
- 0,5 – 10 Mʘ
- velik premer (10-100 Rʘ)
- redka atmosfera
- površinska temp.< 5000°C
(rumeno – rdeče barve)
- spektralni tip: K,M
- Sonce čez 5 milijard let
RGB (Red Giant Branch)
- v lupinah poteka zlivanje H, v jedru
je neaktivni He
AGB (Asymptotic Giant Branch)
- He → C (triple-alpha proces) v jedru
Kovinsko revne zvezde (metal poor stars) →horizontal branch
Kovinsko bogate zvezde (metal rich stars) → red clump
Rdeče orjakinje
ZAKAJ SO ZANIMIVE ZA ŠTUDIJ?
RDEČA ZGOSTITEV – RED CLUMP
zgostitev na H-R diagramu
- razmeroma dolga evolucijska faza
- veliko zvezd (15% Hipparcos catalogue)???
- velika svetilnost (luminosity)
- skoraj konstantna absolutna magnituda
- veliko ozkih spektralnih črt
→ ZANESLJIVI INDIKATORJI RAZDALJE
→ ŠTUDIJ LOKALNE IN GALAKTIČNE KINEMATIKE
TER EVOLUCIJSKIH MODELOV ZVEZD
S študijem njihove mase, starosti, spektralnega tipa,
magnitude in kem. sestave – deleža kovin.
Hertzsprung – Russel (Mv, B-V) diagram
for 16631 stars from Hipparchos Catalog
(Perryman et al., 1997)
Rdeče orjakinje
PREGLEDI NEBA (Sky surveys)
RAVE (the RAdial Velocity Experiment)
- “ultra wide field (30 sq. deg) multi object spectroscopy Sky Survey”
- 2003 – 2011 → 1,2m UK Schmidt Telescope (AAO)
- multi – fibre spectroscopy (150 fibres), R=7500
- ~ 500 000 zvezd južnega neba (150 000 orjakinj, 5 kpc)
- spektroskopsko določanje radialnih hitrosti in ostalih parametrov zvezdne
atmosfere (Teff, log g, [M/H],…) → 6D informacija galaktične kinematike
- ogromna baza podatkov → GAIA Misija (2012)
Rdeče orjakinje
PREGLEDI NEBA (Sky surveys)
HERMES Project
A high resolution multi – object echelle spectrograph for AAT
- začetek projekta 2012
- CILJ: natančno določiti zastopanost posameznih kem. elementov
v zvezdah → evolucija galaksije
- 3,9m AAT teleskop
- 1 000 000 zvezd do magnitude V = 14 mag
- štirje kanali (λ = 478nm, 577nm, 661nm, 774nm)
- R = 28 000
- S/N =100
- “two – degree field (2dF) optical fibre positioner”
(omogoča hkratni zajem spektrov 400 zvezd)
- GAIA → KINEMATIČNE lastnosti
- HERMES → KEMIČNE lastnosti
NATANČEN POPIS EVOLUCIJE GALAKSIJE!
Rdeče orjakinje
PREGLEDI NEBA (Sky surveys)
- ogromna količina podatkov → IZGRADNJA NATANČNIH MODELOV
- posamezni objekt se posname samo enkrat!
- NAPAKE IN PRECEJŠNJE ODSTOPANJE MED PODATKI!
RAVE: velikostni red napak:Teff ~ 300°K, log g ~ 0.3 dex, M/H ~ 0.25dex
POTREBNA DODATNA OPAZOVANJA → GOLOVEC, ASIAGO,…
Zajemanje spektrov
Sestavni deli:
• TELESKOP (teleskop Vega; 70cm; f/D 8,33)
• OPTIČNI VODNIK
• SPEKTROGRAF
- vstopna reža
- kolimator
- disperzijski element (uklonska mrežica)
- objektiv
- detektor (CCD kamera)
Disperzijski elementi
•
•
Valovanje razklonimo na posamezne valovne dolžine
Vrste spektrografov: prizme (ang. prism)
uklonska mrežica (ang. diffraction grating)
grizma (ang. grism)→grating+prism
Golovec:
• Volume Phase Holographic (VPH) Tramsmission Gratings (Wasatch
Photonics)
• 1800, 2400 rež/ mm
• prednosti:
- velika gostota rež
- majhne izgube in absorbcija svetlobe (~10%)
- dolga življenska doba (> 20 let)
- odpornost na mehanske poškodbe
• Uklonske mrežice:- odbojne
- prosojne
Uklonska mrežica
•
•
Skupek ekvidistančnih rež, z razmikom primerljivim valovni dolžini svetlobe
(od nekaj 100 do nekaj 1000 rež/ mm)
Princip delovanja→Youngov eksperiment na dveh režah
•
ojačitve (maksimumi)
p  s sin   n
n = 1,2,3,…interferenčni red
kot med dvema ojačitvama
 n  1 
1  n 
  sin 1 
  sin  
 s 
 s 
pri malih kotih → p 
•
s
oslabitev (minimum)
p  s sin   2n  1
•


2
resolucija uklonske mrežice
R

 nN

N- število rež na mrežici
d- širina reže
10< R <1000 nizka
1000< R <10000 srednja
R >10000 visoka
Uklonska mrežica
Enačba intenzitete – podaja izstopno intenziteto
valovanja pri kotu θ:
I   sin 2 d sin  /   sin 2 Ns sin  /  


2
I 0
sin 2 s sin  /  
d sin  /  
+
1.člen-1 reža
2.člen-N rež
-
- enakomerna disperzija za vse λ - izgube (10-40%)
- dobra resolucijo
(veliko ukl.
- mehanske
poškodbe
Interferenčni
maksimumi
soredov)
tem večji
in tem ostrejši,
- odbojne,
prekrivanje
čim
več režprosojne
ima uklonska mrežica; -njih
lega je redov
- daleč v UV
neodvisna
odobmočje
števila rež
- dobra tehnologija izdelave
Intenziteta maksimuma se poveča za faktor N², glede na
intenziteto maksimuma pri eni reži
Echell-ova uklonska mrežica
•
•
•
•
•
Poseben tip difrakcijske rešetke
s>>λ; 30 – 80 zarez/ mm
Svetloba vpada pod velikim kotom ~ 65°
Visoki spektralni redovi n ~ 50 – 120
R ~ 100 000
VISOKA RESOLUCIJA: omogoča razločevanje zelo tesnih spektralnih črt →
dobimo zelo dolg spekter
VISOKI SPEKTRALNI REDOVI: lahko pride do prekrivanja posameznih
spektralnih redov → uporaba filtrov (“order separating filters”), dodatni
disperzijski element (“cross-disperser”),…
Svetlobni vodnik- optično vlakno
•
•
Spektroskop postavimo v prostor, kjer lahko vzdržujemo konstantne
pogoje ( temperatura, vlaga, fizična podpora)→ stran od teleskopa
Svetloba: TELESKOP → OPTIČNO VLAKNO → SPEKTROSKOP
Numerična odprtina – NA
Kotna odprtina αmax, skozi katero morajo žarki
vstopati v vlakno da še ostanejo v njem
Pri n0 =1:
+
NA  sin  max  n12  n 22
-
- teleskop ni obremenjen - izgube (90%)
- stabilnost (T=const.)
- mehanske poškodbe
- multi object spectroscopy - pozicioniranje objektov
Golovec:
• Broad Spectrum Optical Fibre
• Debelina - 100 μm
• Aktivni 2 vlakni: spektrograf in Th (Ar) lučka
Kolimator
•
Pretvori divergentni snop svetlobe v vzporednega → žarki postanejo
kolimirani
•
Izvor svetlobe (svetlobni vodnik) postavimo v gorišče kolimatorja!
Izguba resolucije
Izguba svetlobe
CCD detektor
ANDOR Newton DU940N (Back Illuminated Sensor)
- Aktivni piksli: 2048 x 512
- Velikost pikslov:13,5 x 13,5 μm
- Dimenzija senzorja: 27,6 x 6,9 mm
- QE do 95% (vidni del spektra)
- Min. delovna temp.: -100°C (TE hlajenje)
- Bralni šum: 2,5eˉ@50kHz
11eˉ@2,5MHz
- Temni tok (-100°C): 0,0001eˉ
- Linearnost: max.1%
- Velik dinamični razpon
Asiago Observatorij
Asiago Red Clump spectroscopic Survey (ARCS)
- 1,82m teleskop + Echelle spektrograf (R = 20 000)
- (4815Ȧ<λ<5965Ȧ)
- opazovanih 277 “Red Clump” zvezd; 101 zvezda opazovana dvakrat
- določanje radialnih hitrosti (binarni sistemi?) in atmosferskih parametrov
- odkrivanje binarnih sistemov, ponovljivost atmosferskih parametrov,
zmanjšanje napak enkratne meritve.
- CILJ: posneti spektre 800 zvezd v obdobju 4 let
Cilji
•
Izgradnja set-up-a, zagotoviti/ preveriti stabilnost sistema na
observatoriju Golovec (teleskop, svetlobni vodnik, spektrograf – preverimo
na primerih, ki so že izmerjeni – do 6. mag.)
•
Posneti čim večje število spektrov zvezd tipa rdeče orjakinje – red
clump (do 9. mag.) na observatoriju Golovec in observatoriju Asiago →
ponovitev (3-4 posnetki)
Radialne hitrosti (odkrivanje binarnih sistemov)
Atmosferske parametre (Teff, M/H, log g, …)
•
Dobljene meritve uporabimo za vrednotenje in kalibracijo rezultatov
dobljenih pri pregledih neba (RAVE, HERMES …)
•
Avtomatizacija zajema spektrov na AGO Golovec (100% opazovalnega
časa)