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)

• Črtni spekter (absorpcijski/ emisijski)

Wienov zakon:

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.

)1090,2( 30 mKkkT WW

Nastanek spektralnih črt

Vir: Astronomical Spectroscopy; Jonathan Tennyson; Imperial College Press

Nastanek spektralnih črt

vezano – vezani procesi

• Bolzman-ova enačba

kT

EE

eg

g

n

n 12

1

2

1

2

g - podajata stopnjo degeneriranosti stanj

Elektron vodikovega atoma v osnovnem stanju: E1 = -13,6 eV

ionizacija

Tk

Ee

Ie

II

I

IIion

eh

Tkm

Zn

Z

n

n

2

2/3)2(2

• Saha-ova enačba

Širina spektralnih črtSpektralne črte imajo karakteristično obliko, širino in globino oz. višino (emisija)Širina črt:• ekvivalentna širina črte (Wλ)

dRdF

FFW

C

C

• širino na polovici maksimalne intenzitete ali ang. FWHM (“full width half-

maximum”)

Rλ – globina črte

Širina spektralnih črt• Naravno širjenje - kvantna narava atoma • Dopplerjevo širjenje:

- Termalno širjenje →termično gibanje delcev v optični osi Maxwell-Bolzmann-ova enačba:

2h

tE

Profil spektralnih črt:

dpeT

p

kmN

dppN mkTp 2/2/3

22/1

33

22)(

220

2 2/)(0 )()( kTmceII →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 delciOmogoča določanje gravitacijskega pospeška zvezd (skupaj s Teff).

Najdominantnejše Dopplerjevo širjenje →prevladuje Gauss-ov profil

Širina spektralnih črtIz predhodnega sklepamo – na širino in globino spektralne črte vpliva količina

absorberja/ emiterja, ki povzroča spektralno črto.

Povečevanje intenzitete črte z večanje št. atomov, ki jo povzročajo prikazuje -

Krivulja rasti (curve of growth) – določimo zastopanost kem. elementov

Ca II (vsaka črta 10x večja

koncentracija abs.)

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

λ,ν – mirovna val. dolž./ frekvencaλ0,ν0 – opazovana val.dolž./ frekv.c

v

→ ccv

00

Formulacija velja za hitrosti pod 10 000 km/s! Večje hitrosti – uporabimo relativistični zapis

v<< c

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 HeAGB (Asymptotic Giant Branch)

- He → C (triple-alpha proces) v jedru

Kovinsko revne zvezde (metal poor stars) →horizontal branchKovinsko bogate zvezde (metal rich stars) → red clump

Rdeče orjakinjeZAKAJ SO ZANIMIVE ZA ŠTUDIJ?

RDEČA ZGOSTITEV – RED CLUMPzgostitev 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 orjakinjePREGLEDI 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 orjakinjePREGLEDI NEBA (Sky surveys)

HERMES ProjectA 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 orjakinjePREGLEDI 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

• Uklonske mrežice:- odbojne - prosojne

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

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)

• oslabitev (minimum)

• resolucija uklonske mrežice

nsp sin

2

12sin nsp

n = 1,2,3,…interferenčni red

kot med dvema ojačitvama

s

n

s

n 11 sin1

sin

pri malih kotih →s

p

nNR

N- število rež na mrežici

d- širina reže

10< R <1000 nizka1000< R <10000 srednjaR >10000 visoka

Uklonska mrežica

/sinsin

/sinsin

/sin

/sinsin

0 2

2

2

2

s

sN

d

d

I

I

Enačba intenzitete – podaja izstopno intenziteto valovanja pri kotu θ:

1.člen-1 reža 2.člen-N rež

Interferenčni maksimumi so tem večji in tem ostrejši, čim več rež ima uklonska mrežica; njih lega je neodvisna od števila rež

Intenziteta maksimuma se poveča za faktor N², glede na intenziteto maksimuma pri eni reži

+ -- enakomerna disperzija za vse λ - izgube (10-40%) - dobra resolucijo (veliko ukl. redov) - mehanske poškodbe - odbojne, prosojne - prekrivanje redov- daleč v UV območje- dobra tehnologija izdelave

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 – NAKotna odprtina αmax, skozi katero morajo žarki vstopati v vlakno da še ostanejo v njem

Pri n0 =1:

Golovec:• Broad Spectrum Optical Fibre• Debelina - 100 μm• Aktivni 2 vlakni: spektrograf in Th (Ar) lučka

22

21maxsin nnNA

+ -- teleskop ni obremenjen - izgube (90%)- stabilnost (T=const.) - mehanske poškodbe - multi object spectroscopy - pozicioniranje objektov

Kolimator• Pretvori divergentni snop svetlobe v vzporednega → žarki postanejo

kolimirani

• Izvor svetlobe (svetlobni vodnik) postavimo v gorišče kolimatorja!

Izguba resolucije

Izguba svetlobe

CCD detektorANDOR 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 ObservatorijAsiago 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)