Skocz do zawartości
Yah

Widma gwiazd, czyli co da cię wycisnąć ze Star Analysera

Promowane odpowiedzi

bajastro    1629
Napisano (edytowane)
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 4

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
ekolog    2818

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
bajastro    1629

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Bellatrix    1865

"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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
ekolog    2818

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
bajastro    1629
Napisano (edytowane)

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
bajastro    1629

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
bajastro    1629
Napisano (edytowane)

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
bajastro    1629
Napisano (edytowane)

Sporo się nazbierało gwiazd do analizy.

Edytowane przez bajastro

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
bajastro    1629
Napisano (edytowane)

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
bajastro    1629

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
ekolog    2818

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 tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Hans    1741

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

 

  • Lubię 2
  • Dziękuję 1
  • Haha 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Jeśli chcesz dodać odpowiedź, zaloguj się lub zarejestruj nowe konto

Tylko zarejestrowani użytkownicy mogą komentować zawartość tej strony.

Dodaj konto

Załóż nowe konto. To bardzo proste!

Zarejestruj nowe konto

Zaloguj się

Posiadasz już konto? Zaloguj się tutaj.

Zaloguj się teraz


×