Skocz do zawartości
Yah

Widma gwiazd, czyli co da cię wycisnąć ze Star Analysera

Rekomendowane odpowiedzi

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 :D), 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:

 

Kryteria dla sekwencji MS-S-SC-C.png

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:
R CMi SC4-7 - wersja końcowa.png
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:
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 przez bajastro
  • Lubię 5

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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

 

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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.

  • Lubię 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

"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).

  • Lubię 2

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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 :D

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 przez bajastro
  • Lubię 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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:

 

596a8858c28a0_B1IVeZetaTauniebieskacz.png.b7708da4846005e001380d644c18d2bc.png

 

596a88582cfa0_B1IVeZetaTauczerwonacz.png.e335ee24627acdbcb6115cb81c00a907.png

 

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

  • Lubię 3

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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.

 

596b8999e56e7_MirachM0IIIaniebieskacz.png.bedb58b3396619277168f127a3347dd5.png

 

596b8999615f6_MirachM0IIIaczerwonaczwersjakocowa.png.690abe7830e45cadca3d1fbdbf4c9a71.png

Edytowane przez bajastro
  • Lubię 4

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Sporo się nazbierało gwiazd do analizy.

Edytowane przez bajastro

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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.

 

596c9d8b2693a_MintakaDelOriO9.5IIB0IIIwidmokocowe.png.1310a6d2aed02bd64d59beec77956531.png

Edytowane przez bajastro
  • Lubię 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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:

 

apj516785f1_lr.jpg

 

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 :uhm:

  • Lubię 2

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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

 

pas.jpg

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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

 

  • Lubię 2
  • Dziękuję 1
  • Haha 2

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Na oba pytania odpowiedź brzmi TAK. :)

 

Pozdrawiam.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
Napisano (edytowane)

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 przez Jagho

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
Napisano (edytowane)

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).

ThreeHillsObs_PCyg_Spectrum.png.79fd4d1b3535fd6e48194c3a0a0a3802.png

Edytowane przez Rybi
  • Lubię 3

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

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.

Rosette60sek-compiled.jpg

 

test600.jpg

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
Napisano (edytowane)

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 przez bajastro

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
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.

sacalc.png.708e1adf3ca3e142e936a0a10a16e94e.png

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Jeśli chcesz dodać odpowiedź, zaloguj się lub zarejestruj nowe konto

Jedynie zarejestrowani użytkownicy mogą komentować zawartość tej strony.

Zarejestruj nowe konto

Załóż nowe konto. To bardzo proste!

Zarejestruj się

Zaloguj się

Posiadasz już konto? Zaloguj się poniżej.

Zaloguj się

  • Przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników przeglądających tę stronę.

  • Polecane

    • Superbolid w Rosji. Jest szansa na „mundialowy” meteoryt!
      W mediach społecznościowych pojawiły się nagrania superbolidu, który był widoczny 21 czerwca nad południowo-zachodnią Rosją! To może oznaczać, że spadł tam „mundialowy” meteoryt…
        • Lubię
      • 1 odpowiedź
    • Astrofotografia krótkoczasowa by Lukasz83
      Postanowiłem założyć temat w którym będę gromadził moje kolejne próby i efekty zmagań z astrofotografią krótkoczasową tak żeby wszystko było w jednym miejscu. Celowo nie piszę "lucky imaging" bo ta nazwa powinna być zarezerwowana dla bardzo krótkich czasów tak poniżej 100ms. W moim przypadku czasy pojedynczych klatek będą oscylować w granicach 1s-10s.
        • Lubię
      • 94 odpowiedzi
    • Unikalna opozycja Plutona (2018)
      Naukowcy już zacierają ręce, aby przygotować się do tych obserwacji. Ostatnie takie zjawisko miało miejsce w 1931 roku, jednak nie było obserwowane z powodu braku informacji na temat wydarzenia. Mowa tutaj o tzw. opposition surge/opposition effect które polega na odbiciu promieni słonecznych z lodowej powierzchni Plutona bezpośrednio w naszym kierunku. Wszystkie trzy ciała (Słońce, Ziemia, Pluton) znajdą się w jednej linii.
        • Lubię
      • 37 odpowiedzi
    • HAT-P-36 b, WASP-153 b, WASP-103 b
      11 maja zarejestrowałem 2 tranzyty: Qatar-1 b, który opisałem w poprzednim temacie oraz HAT-P-36 b. Gwiazda HAT-P-36, której jasność wynosi 12,26 mag znajduje się w gwiazdozbiorze Psów Gończych. Tranzyt egzoplanety HAT-P-36 b trwa 132,9 minuty, zaś głębokość tranzytu to 0,0204 mag (dokładnie tyle ile wynosi dla Qatar-1 b). W tym przypadku uzbierałem 260 dziesięciosekundowych klatek i złapałem drugą część zjawiska.
        • Lubię
      • 16 odpowiedzi
    • Tabela czasów subekspozycji dla CMOS (ASI1600MM)
      Przypadkowo natknąłem się na bardzo wartościowy wątek na CN przedstawiający tabele długości subekspozycji dla kamer CMOS (autor Shiraz) - w kontekście różnych warunków (LP, Księżyc, narrowband) oraz jasności optyki. To pytania pada na forum i PW bardzo często, a ja nigdy nie znalazłem czasu, żeby to samemu poprzeliczać. Nie ma co ameryki odkrywać na nowo. Świetny materiał i potwierdzam te wyniki z moich empirycznych doświadczeń.
        • Lubię
      • 13 odpowiedzi
×

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.