Widma gwiazd, czyli co da cię wycisnąć ze Star Analysera

[Paether]

Jeśli interesują Was inne to porobię wykresy dla kolorowego 6-paka Baadera, wizualnego Astronomika OIII, Lumicona UHC czy GSO IR Cut.

 

Proponuję nowy temat, bo mam wrażenie, że potencjalni zainteresowani wykresami filtrów mogą nie wchodzić w ten wątek

[bajastro]

Dzięki za informację, rzeczywiście tu nieco słaby ruch.

[bajastro]

Ostatnio bawię się Star Analyserem 200

Nowe problemy i większe możliwości.

 

Poniżej przykład dla Polluxa w dobrych warunkach seeingowych.

 

Widmo złożone z 2 fragmentów , rozciągnięty obraz z kamery - wyżyłowane paramtery

(Gain 0, gamma znacznie poniżej 50 - lepiej widać linie widmowe, dlatego skrajne części widma takie ciemne, ale za to środek nie jest spalony),

rozdzielczość 0,2 nm (2Å/pix):

 

 

Porównanie uzyskanego widma gwiazdy Pollux (β Gem) typu K0IIIb z widmem referencyjnym K0III:

 

 

Z zalet: lepiej widać linie widmowe- to już nie jakieś tam pociemnienia.

Z problemów:

1) widmo trzeba składać z 2 - często jedna połowa jaśniejsza niż druga i nie da się złożyć (zmienny seeing powodujący scyntylację gwiazd), czyli bardziej czasochłonna obróbka.

2) na razie tylko do jaśniejszych gwiazd (jak rozpracuję guiding to będą próby na gwiazdach słabszych od +6 mag)

3) widma referencyjne mają za małą rozdzielczość, skąd nabrać lepsze

 

Będzie wiosna to dopiero zaczną się dylematy: DS-y w wizualu, DS-y nauka astrofoto czy rejestracja widm i który sprzęt zabrać

Edytowane 26 Lutego 2017 przez bajastro

[bajastro]

Kolejne porównanie SA100 vs SA200, tym razem Betelgeza, pomarańczowy nadolbrzym typu M1-M2Ia-ab. Widma są z lutego.

 

Widmo ze Star Analysera 100, skala 0,4 nm/pix:

 

 

Widmo ze Star Analysera 200, skala 0,2 nm/pix:

 

 

Wersja skalibrowana i opisana:

 

 

 

[bajastro]

Pora nieco odświeżyć temat, dziś coś w miarę łatwego i znanego: gwiazda podwójna Castor w Bliźniętach (jasności składników: +1,58 i +2,97).

Oba składniki są typu A (mają jeszcze spektroskopowych towarzyszy), znajdują się na ciągu głównym. Są to gwiazdy białe o temperaturze zbliżonej do 10 tys K.

Wg bazy danych Simbad mają zbliżoną jasność dla wszystkich długości fali.

Można je rozdzielić małym teleskopem, wg Sky Safari aktualnie dzieli je dystans 5,2". Obiegają wspólny środek masy w okresie ok 440 lat,

średnia separacja wynosi 107 AU (ok 2,7x większa od półosi orbity planety karłowatej - Plutona).

W widmach tych gwiazd w sumie nic szczególnego się nie dzieje, występują silne wodorowe linie z serii Balmera:

 

Widmo słabszego zawiera linie metali, ale przy mojej rozdzielczości słabo to widać, widmo jest nieco bardziej poszarpane, majaczy też linia Ca II (393,37 nm).

 

Podejście do tej gwiazdy ok rok temu wyglądało tak - pierwsze zarejestrowane widmo:

 

Edytowane 7 Kwietnia 2017 przez bajastro

[bajastro]

Podczas sesji z 8 kwietnia 2017 r. wpadło kilkanaście gwiazd węglowych, ale póki co zająłem się jedną - R CMi.

Ta gwiazda jest pierwszą gwiazdą węglową, w której widmie zaobserwowałem linie emisyjne i to bardzo silne jak na zastosowany zestaw: SCT 8", Star Analyser 100 i ASI 224 MC.

Analiza nie była łatwa (gwiazdy węglowe jakoś nie chcą być łatwe ), ciężko cokolwiek sensownego znaleźć, dotarłem do źródeł z opisami widma [1] i [2], na których się wzorowałem przy opisie linii spektralnych.

Baza danych Simbad odwołuje się do [2].

Typ widmowy gwiazdy R CMi został zaklasyfikowany jako SC4-7/10e, przy czym wg [2] oznacza to, że stosunek węgla względem tlenu wynosi ok. 1.1, a pasma węgla C2 są słabe i występuje silna linia sodu.

Poniższa tabela przedstawia zmiany w widmie w zależności od indeksu C/O:

 

Żródło: Philip C. Keenan i Patricia C. Boeshaar (1980), Spectral Types of S and SC stars on the revised MK system, The American Astronomical Society, str. 2

Poniżej widmo R CMi uzyskane z SCT 8", przy użyciu Star Analysera 100 i kolorowej ASI 224 MC:

Pasma węgla C₂ w niebieskiej i zielonej części widma są słabe, obecna jest też linia Ba II (455.4 nm).

W czerwonej części dominują pasma CN. Na tle widma szczególnie wyróżniają się silne linie emisyjne wodoru Hα i Hβ.

W [1] R CMi opisana jest jako gwiazda zmienna typu Mira. Analizowałem już widmo Miry o Ceti.

Linie emisyjne wodoru przy rozdzielczości 0,4 nm/pix za bardzo nie były widoczne, linie wodoru w miarę wyraźnie zarejestrowały się dopiero przy rozdzielczości 0,2 nm/pix i nie były silne:

http://astropolis.pl/topic/55955-zmienne-typu-omikron-ceti-mirydy/?p=666800.

W widmie R CMi linie są znacznie intensywniejsze niż w przypadku Miry o Ceti - obecność spektroskopowego towarzysza?

Nie odnalazłem jednoznacznej informacji w literaturze, czy R CMi jest gwiazdą spektroskopowo podwójną z towarzyszem typu widmowego Be.

Być może towarzysz ma inny typ widmowy i jest zanurzony jest we wspólnej otoczce gorącego gazu, zapewne podbieranego z R CMi.

Jest też artykuł z 2008 r., w którym przywołane są pomiary prędkości radialnej R CMi w odniesieniu do układów binarnych: http://inspirehep.net/record/784068/plots?ln=pl

 

Literatura:

[1] Kazuhiko Utsumi (1991), Spectral Analysis o f the CS Star R CMi, Faculty of Integrated Arts and Sciences, Hiroshima University

Plik dostępny pod tym liniekm: https://www.jstage.jst.go.jp/article/pjab1977/67/7/67_7_111/_pdf

[2] Philip C. Keenan i Patricia C. Boeshaar (1980), Spectral Types of S and SC stars on the revised MK system, The American Astronomical Society

Pełny artykuł dostępny pod linkiem: http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/190673

[3] Baza danych Simbad: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=R+CMi&submit=SIMBAD+search

Edytowane 11 Kwietnia 2017 przez bajastro

[ekolog]

Dużo tego CN. My widzimy ubytek (co kradnie) czy emisję (co daje)?

 

Węglowe gwiazdy mają - odwrotnie niż inne - więcej węgla niż tlenu w atmosferze.

Węgiel wiąże cały tlen (w tlenek) i nadwyżki węgla tworzą inne związki.

Dość banalny to para dwóch węgli.

Ponadto "nagminne" są pary węgla z azotem (CN) czyli związku zdecydowanie trującego, znanego nam pod nazwą cyjanek.

 

Gdy w 1910 analiza spektralna komety Halley'a wykryła CN w jej ogonie masy ludzi zaczęły obawiać się, że zostaną podtrute jak kometa smagnie Ziemię ogonem.
Smagnęła i nic się nie stało - zbyt rozproszona ta trucizna się okazała

 

Pozdrawiam

 

[bajastro]

Dużo tego CN. My widzimy ubytek (co kradnie) czy emisję (co daje)?

 

Bezpośrednio widzimy linie emisyjne, w tym przypadku fotony emituje gorący gaz - wodór, emitowane są fotony o długości fali przy przeskokach elektronu:

- 656.3 nm (Hα), co odpowiada przejściu elektronu z n = 3 na 2

- 486.1 nm (Hβ), co odpowiada przejściu elektronu z n = 4 na 2

n - główna liczba kwantowa elektronu, popularnie nazywana poziomem energetycznym.

[Gość Bellatrix]

"pary węgla z azotem (CN) czyli związku zdecydowanie trującego, znanego nam pod nazwą cyjanek."

 

połączenie CN to nie cyjanek, tylko rodnik cyjanowy (cyjanki to sole kwasu cyjanowodorowego HCN).

[ekolog]

Dobrze wiedzieć (o wodorze) i zresztą jest pik w górę.

Ale ja pytałem o jakby lokalne obniżenia wykresu opisane CN. W okolicy 690 nm CN zdaje się szkodzić (przyciemnia) - to pochłania czy reemituje mniej czy co?

Pytanie o role CN wydaje się tym ciekawsze że już w 1910 roku ktoś sobie na nie trafnie odpowiedział a to było ponad sto lat temu - nihil novi sub sole

 

Pozdrawiam

[bajastro]

Pasma CN widoczne w widmie R CMi są absorpcyjne.

Oznacza to, że chłodny gaz obecny w atmosferze gwiazdy pochłania (absorbuje) część fotonów wyprodukowanych we wnętrzu gwiazdy w reakcji termojądrowej.

W widmie absorpcja fotonów o określonej energii (co da się obliczyć na podstawie znanej długości fali) objawia się w postaci ciemnych prążków.

Pochłonięty foton zwiększa energię takiej cząsteczki, opcji przekształcenia energii jest więcej: bo może to być już nie tylko zmiana poziomu energetycznego elektronu np na powłoce walencyjnej, ale mogą ulec zmianie drgania atomów C i N względem siebie, albo cząsteczka może zostać wprawiona w ruch, rotację itp. (więcej punktów swobody).

Jakby ktoś chciał to policzyć, to bez symulacji się nie obejdzie, na piechotę tego nie da rady policzyć na kartce.

Są to skomplikowane równania różniczkowe wielu zmiennych, czyli temat bardziej dla naukowców na uniwersytetach

Trochę wiedzy teoretycznej do interpretacji widm by się jednak przydało, tylko skąd jej nabrać?

 

Chłodny gaz nie może absorbować fotonów w nieskończoność, w końcu takie chmury przestają absorbować w takim stopniu i przepuszczają promieniowanie na zewnątrz, ale wiąże się to ze zmianą typu widmowego, jasności, średnicy gwiazdy i temperatury.

Edytowane 12 Kwietnia 2017 przez bajastro

[bajastro]

Dziś zabrałem się za analizę widma gwiazdy Zeta Tauri.

Gwiazda ta 3 wielkości gwiazdowej jest bardzo dobrze znana miłośnikom DS-ów, nieopodal jest słynna mgławica planetarna Krab M1.

Jej jasność zmienia się w niewielkim zakresie. 

W rzeczywistości jest to układ podwójny ze składnikiem o znacznie mniejszej masie, którego czas obiegu wynosi 133 dni, a średni dystans to ok. 1.2 AU.

Różne źródła podają różną klasyfikację od B1IVe (Simbad) do B4IIIpe (Sky Safari). Simbad klasyfikuje ją jako niebieskiego podolbrzyma.

Temperatura powierzchni wynosi ok. 22 tys K.

 

W widmie jest silna linia emisyjna wodoru H-alpha, co wskazuje na szybką gwiazdę z wirującym dyskiem wodoru, typową przedstawicielkę gwiazd typu widmowego Be.

Ponadto jest też trochę linii absorpcyjnych helu.

Widmo rejestrowałem w dwóch fragmentach przy skali 0,2 nm/pix:

 

 

 

Do tej gwiazdy podchodziłem kilka razy, nie zawsze warunki były wystarczające do obserwacji słabszych linii widmowych.

[bajastro]

Kolejna gwiazda: Mirach, β And.

Pomarańczowy olbrzym, wczesna M-ka. Gwiazda ta często stanowi punkt wyjścia w poszukiwaniu M31.

Bardzo blisko tej gwiazdy znajduje się inna galaktyczka NGC404, zwana czasem jako Duchem Mirach.

Da się ją dojrzeć bez problemów w 4" refraktorze w powiększeniu 50x. Łatwo ją przeoczyć, gdyż wygląda jak odblask Mirach.

Baza Simbad jest aktualnie niedostępna, nie wiem jak ją ostatecznie zaklasyfikowali. SkySafari i wiele innych źródeł podaje typ widmowy jako M0IIIa.

 

Widmo analizowałem również w dwóch fragmentach (skala 0,2 nm/pix).

Przy tej rozdzielczości nie mieści się w całości, ASI 224 MC ma za małą matrycę, a fajnie byłoby jeszcze zwiększyć rozdzielczość.

W takich gwiazdach jest dużo linii metali, głównie żelaza, znajduje się też chrom, tytan, wanad, magnez. Linie te przy małej skali zlewają się i rozmywają.

Tlenku tytanu jest względnie mało.

 

 

Edytowane 16 Lipca 2017 przez bajastro

[bajastro]

Sporo się nazbierało gwiazd do analizy.

Edytowane 17 Lipca 2017 przez bajastro

[bajastro]

Zabrałem się za widmo Mintaki (δ Ori) z 8 kwietnia 2017 r.

Niektóre bazy podają typ widmowy 09.5II (np. Sky Safari), jakie było moje zdziwienie po dzisiejszym odpaleniu Simbada:

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40799898&Name=* del Ori&submit=submit

Gwiazda spektroskopowo podwójna ze składnikami typów B0III i O9V?

 

Po rozwinięciu listy gwiazd w promieniu 1" mamy już 4 gwiazdy.

δ Ori A to aż 3 składniki upakowane na dystansie 0,06" (typy widmowe O9.5II+B1V+B0IV) oraz δ Ori B (typ 09V) oddalony tylko o 0,21" od δ Ori A:

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-coo?Coord=05+32+00.40009+-00+17+56.7424&Radius=1&Radius.unit=arcsec&submit=submit+query

Układ nie do rozdzielenia w amatorskich warunkach.

Czemu Simbad uśrednia typy widmowe gęsto upakowanych gwiazd (układów wielokrotnych gwiazd), nie wiem.

 

No cóż, zimą poszukam samotnej gwiazdy typu O, a w Orionie jest jeszcze kilka innych jasnych.

Skala 0,2 nm/pix, przy 0,4 nm/pix nie widać żadnych linii, jest po prostu widmo ciągłe.

 

Edytowane 17 Lipca 2017 przez bajastro

[bajastro]

Trafiłem na bardzo ciekawy artykuł z 2015 r. dotyczący Mintaki, Simbad też się na niego powołuje:

http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/809/2/135/meta;jsessionid=28F3F605A6FD9AE7ADA7D2C1B353E266.c2.iopscience.cld.iop.org

Układ gwiazd Mintaki δ Ori A jest naprawdę ciekawy:

 

 

Źródło grafiki: A COORDINATED X-RAY AND OPTICAL CAMPAIGN OF THE NEAREST MASSIVE ECLIPSING BINARY, δ ORIONIS Aa. IV. A MULTIWAVELENGTH, NON-LTE SPECTROSCOPIC ANALYSIS (link powyżej).

Fajne rzeczy robią, ale rozdzielczość ich spektrometrów jest rzędu 0,07 - 0,10 Å. Jak tu zwiększyć rozdzielczość przynajmniej 20x 

[ekolog]

A możesz jakoś łopatologiczniej przybliżyć problematykę?

1. Jak się ma ta (powyższa) Mintaka do tej co ją wskazuję na obrazku i jest nam (zwykłym zjadaczom nieba) dobrze znana.

2  Nieosiągalna dla Ciebie rozdzielczość pozwoliłaby Ci odfiltrować Aa1 od Aa2 czy Aa* od Ab

3. To trochę dziwne że odgadli oni istnienie tak odległego orbitowania (bo rozumiem że Ab orbituje środek masy przez aż 350 lat)?

 

Pozdrawiam

 

[Hans]

Ekologu, a możesz nie rozpierdzielać każdego wątku na jaki padnie twe oko? Powściągnij swe moce.

 

[Wiri]

Czym się różni Star Analyser 100 od 200 ?(W sensie czy tylko liczba linii/mm?)  Czy 200 trzeba dłużej wystawiać na ekspozycje światła?

[Hans]

Na oba pytania odpowiedź brzmi TAK.

 

Pozdrawiam.

[Jagho]

Potwierdzając to co opisał @Hans dodam tylko, że wynika to z różnicy w dyspersji uzyskanej przy obu siatkach. Przy SA200 (i tej samej odległości od matrycy) widmo jest po prostu dwa razy bardziej "rozciągnięte". Dlatego właśnie wymaga dłuższych ekspozycji. Jeżeli jednak zmniejszysz odległość od matrycy o połowę (i nie będzie ku temu innych przeciwwskazań), to osiągasz podobny efekt jak przy SA100. Wiele wyjaśnia znany pewnie wszystkim i linkowany już chyba kalkulator opublikowany na tej stronie.

Edytowane 28 Lutego 2018 przez Jagho

[Rybi]

Warto wspomnieć, że SA200 jest zoptymalizowane pod kątem wykorzystania w kołach filtrowych (całkowita wysokość: SA200 -7,7mm vs SA100 - 11,2mm). Koła filtrowe na ogół montuje się jak najbliżej matrycy aby zminimalizować winietowanie w astrofotografii. Przy tej samej odległości od matrycy widmo wykonane za pomocą SA200 jest 2x dłuższe i posiada 2x większą rozdzielczość.
Przykład odnośnie rozdzielczości można znaleźć na stronie internetowej angielskiego pasjonata spektroskopii Robina Leadbeater'a. Poniżej załączyłem rysunek z tej strony z widmami P Cygni zrobionymi przez Robina teleskopem SCT o aperturze 280mm F/10. W kole filtrowym SA100 było umieszczone w odległości 30  i 60 mm (czerwony/zielony wykres), a SA200 - 30mm (niebieski wykres) od matrycy kamery CCD (ATIK ATK314L+ --> 1390 x 1038 x 6.45um piksele).

Edytowane 1 Marca 2018 przez Rybi

[Hans]

Warto pochylić się również nad praktycznym aspektem długości widma planując zakup SA100 vs SA200. Oczywiście rozdzielczość większa na SA200, oczywiście widmo dłuższe, trzeba dać więcej światła, inna odległość od matrycy (powiązane z finalną rozdzielczością widma) itd. ale zaskoczyć może potem pewien aspekt o którym się nie myśli. Dłuższa linia widmowa musi się zmieścić w kadrze. I tu może nastąpić zonk. Bo dłuższa linia to jedno, ale mało kto ogarnia przed fizycznym testem, że ta linia będzie też dalej od obiektu. Zobaczcie jak to potem wygląda. Może zabraknąć pola  szczeg. jak jedziemy na większych ogniskowych i matrycach o ograniczonym rozmiarze. Kluczem staje się finalne FOV.  SA100 w optymalnej odległości od matrycy (optymalnej pod kątem osiąganej rozdzielczości) potrzebuje te pół stopnia by złapać w kadr i obiekt i widmo. Niby można łapać samo widmo bez źródła na kadrze, ale to zaczyna być wyższa szkoła górnej narty, nie polecam na początek. SA200 będzie tu bardziej wymagające.

 

[bajastro]

Na 4 stronie w tym wątku, jest moje porównanie widma uzyskanego przy pomocy SA100 i SA200 przy tej samej odległości od matrycy. Mi w zasadzie wcale nie jest potrzebny widok obiektu, a już wykonywałem widma we fragmentach, bo mi się nie mieściły...ale jak się szuka linii w gwiazdach typu O to nie ma wyjścia...liczy się skala. Kalibruję się na liniach spektralnych wodoru, a jak się zna skalę i nieliniowość spektralną to wystarczy na atmosferycznych liniach O₂. SA najczęściej wkręcam w nosek 1,25" przed koło filtrowe, żeby jeszcze bardziej zwiększyć odległość. GoTo w teleskopie kalibruję na same widma, a nie na obiekty i mi trafia bardzo dobrze. Dodam, że z SA200 w krótkoogniskowym okularze fajnie widać widma najjaśniejszych węglówek i to w 4" refraktorze. Jasne gwiazdy np. Wega, Arktur są zdecydowanie zbyt mocno jasne do wizuala.

Edytowane 1 Marca 2018 przez bajastro

[Jagho]

3 godziny temu, Hans napisał:

Warto pochylić się również nad praktycznym aspektem długości widma planując zakup SA100 vs SA200. Oczywiście rozdzielczość większa na SA200, oczywiście widmo dłuższe, trzeba dać więcej światła, inna odległość od matrycy (powiązane z finalną rozdzielczością widma) itd. ale zaskoczyć może potem pewien aspekt o którym się nie myśli. Dłuższa linia widmowa musi się zmieścić w kadrze. I tu może nastąpić zonk.

Kalkulując zestaw warto wprowadzić prawidłową wartość (1) oraz skontrolować wynik (2). Należy też uwzględnić zapas (obliczenia obejmują bowiem CAŁĄ długość klatki), aby gwiazda nie wypadała zaraz przy jednej krawędzi, a koniec widma (zakres czerwieni) przy drugiej. Niektórzy "małoklatkowcy" stosują metodę osi dyspersji po przekątnej, ale nie jest to zalecane. Z drugiej strony (jak słusznie pisze @bajastro) obraz zerowy nie jest niezbędny do kalibracji. Już dawno (astrograf Drapera i pryzmat obiektywowy) astronomowie radzili sobie bez niego.