Astronomická spektroskopie Fotometrie

1. Astronomická spektroskopieFotometrie

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 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

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 • 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

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/s, • v rámci jednoho řádu disperze roste s faktorem 1/cosqs

13. Spektrometry Littrowa podmínka • 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

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 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!

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)