Skocz do zawartości

Widma układów spektroskopowo podwójnych


Rekomendowane odpowiedzi

  • 1 miesiąc temu...

Dzisiejszej nocy przeprowadziłem pierwszą obserwację układu spektroskopowo podwójnego Mizar A (ζ1 UMa). Tworzą go praktycznie identyczne dwie gwiazdy typu widmowego A2V o masach 2.2 masy Słońca. Ekscentryczność orbit wynosi 0.54, okres obiegu 20.54 d.

Odległy o 14" Mizar B również jest układem spektroskopowym, tu jednak gwiazdy okrążają barycentrum w czasie 176 d. 

Wraz z odległym o niecałe 12' Alkorem (A i B) tworzy układ sześciu gwiazd.

 

Układ ten jest pierwszym odkrytym układem spektroskopowo podwójnym, dokonała tego w 1890 r. Antonia Maury podczas analizy zdjęć spektroskopowych.
Zauważyła, że na niektórych zdjęciach linia K jest rozdwojona. W najbliższym czasie spróbuję zaobserwować też i tę linię.

 

Wykres fazowy prędkości radialnych składników Mizara A za sprawą ekscentryczności orbit jest interesujący:

https://en.wikipedia.org/wiki/Mizar#/media/File:Mizar-A-BS2.png

Maksymalne rozsunięcie linii spektralnych było kilka dni temu, ale jak pogoda pozwoli to wkrótce spróbuję przeprowadzić więcej obserwacji.

 

Dwa minima w linii Hα:

941689518_MizarAHalpha.png.2d72b26c64133840b28ddd9b82bb847d.png

Linie wodoru w widmach gwiazd typu A są bardzo szerokie, postanowiłem zaobserwować podwójną linię sodu, niestety w gwiazdach wczesnych typów widmowych linie metali są bardzo słabe. Na pierwszy rzut oka prawie nic nie było widać, ale po "stackowaniu" klatek i obróbce są 4 linie:

1444091316_MizarANa.png.9574c27e41d7d8f0b2ed74ae47cef94c.png

To, że gwiazdy są takie same (w granicach błędów pomiarowych), oznacza że poruszają się z takimi samymi wartościami prędkościami o przeciwnych kierunkach.

Ruch układu pominąłem, przybliża się do US z prędkością radialną vr = -5.6 km/s.

Średnia prędkość radialna bez uwzględnienia ruchu układu wynosi +42 km/s dla składnika oddalającego się i -42 km/s dla składnika przybliżającego się
(po uwzględnieniu vr układu: +36 km/s oraz -48 km/s). Błąd wyznaczenia prędkości radialnej szacuję na 5 km/s.

Edytowane przez bajastro
  • Lubię 3
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

  • 2 tygodnie później...

Mizar A, poniższa animacja przedstawia zmiany w linii Hα wywołane ruchem orbitalnym składników, czyli obserwacje efektu Dopplera układu spektroskopowo podwójnego z miejskiego podwórka:

 

1596926091_MizarAHalphaanimacja.gif.4ba0008019d48ba10a8ab1ca2918e9f3.gif

Co ciekawe to jeden ze składników ma silniejszą linię Hα. Ta różnica w intensywności bardzo ułatwi identyfikację składników.

Niektóre dni obserwacyjne były z chmurami, stąd mocniejsze linie absorpcyjne cząsteczek H20 w ziemskiej atmosferze w okolicy linii H-alpha. Z jednej strony dobrze, bo ułatwiają kalibrację.

 

Więcej wkrótce :D

Edytowane przez bajastro
  • Lubię 4
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Pytanie laika w nawiązaniu do wątku:

 

W podlinkowanym wątku zastanawiam się między innymi które promieniowanie dominuje: emisyjne jak h-alfa czy termiczne. Czy patrząc na Twoje wykresy można powiedzieć, że linia Hα wybija się ponad promieniowanie termiczne?

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

11 godzin temu, holeris napisał:

Pytanie laika w nawiązaniu do wątku:

 

W podlinkowanym wątku zastanawiam się między innymi które promieniowanie dominuje: emisyjne jak h-alfa czy termiczne. Czy patrząc na Twoje wykresy można powiedzieć, że linia Hα wybija się ponad promieniowanie termiczne?

W skrócie wygląda to tak:

image.png.100f22a782382b15fbbe7f499373627a.png

Model CDC nie uwzględnia linii absorpcyjnych ani emisyjnych, nie dotyczy np. mgławic, które świecą na konkretnych długościach fali wskutek reemisji fotonów w rożnych kierunkach wcześniej zaabsorbowanych np. od okolicznej gwiazdy.

 

Wykaz książek do spektroskopii dla amatorów astronomii (od tego postu w dół):

Krótki opis efektów kwantowych:

 

  • Lubię 2
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Dzięki za odpowiedź i dalsze wskazówki!

Zastanawia mnie jeszcze dlaczego w widmie gwiazdy pojawiają się linie absorpcyjne, a nie emisyjne. Dlaczego na tych długościach fal dociera do nas mniej fotonów z kierunku gwiazdy, a nie więcej? Czy gwiazda nie powinna wyświecać "pełnego" widma, zgodnie z modelem CDC. A dodatkowo emitować na pasmach wzbudzonego wodoru czy innych pierwiastków? Wodór aby wyemitować foton musi najpierw zostać wzbudzony takim samym fotonem. Czy część fotonów reemitowana jest w innych kierunkach i to tłumaczy dołek na wykresie zamiast górki?

 

EDIT: widzę, że odpowiedź jest na obrazku "wynik oddziaływań fotonów z atomami wodoru w chłodniejszym ośrodku gazowym znajdującym się w zewnętrznych warstwach gorącej gwiazdy". Już wszystko jasne. A w ogóle to WESOŁYCH ŚWIĄT :-)

 

EDIT2: Chociaż pomimo absorpcji w zimniejszych warstwach gwiazdy pytanie pozostaje aktualne. Czy gwiazda wypromieniowuje wg. CDC plus piki na liniach emisji? A później te piki i tak ulegają absorpcji?

Edytowane przez holeris
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Zakończyłem obserwacje układu spektroskopowo podwójnego Mizar A.
Kalibracja w przypadku linii Hα wykonana na liniach wody zawartej w ziemskiej atmosferze.
Okazało się, że ruch Ziemi praktycznie skompensował prędkość radialną układu Mizar A.
Na podstawie analizy otrzymałem wynik:
vr= -8.8 km
w rzeczywistości układ zbliża się z prędkością radialną -6.3 km/s.


Wyznaczyłem również krzywe fazowe prędkości radialnych i naniosłem swoje pomiary osobno dla linii Na i Hα:
132172621_RvphaseplotforNa.png.d6cca13dc0a013674562806801e7a9a9.png
683840772_RvphaseplotforHalpha.png.1d86bb81a17f198aa727aa08ba4a06b5.png


Najważniejszym celem obserwacji tego układu binarnego było zarejestrowanie historycznej linii Ca II (często nazywana jako CaK, 3933.66 Å). Odległości w fioletowej części widma są niemal 2x mniejsze niż odpowiadające przesunięcia dla linii Hα. Ta linia zapoczątkowała odkrycia układów spektroskopowo podwójnych, a Mizar A był pierwszym odkrytym układem tego typu.
Tak wyglądały obserwacje spektroskopowe w XIX w.:

image.png.f392b3af190741ca372924aa3da21a18.png
Źródło: https://www.leosondra.cz/en/mizar/#b20
 

Przeprowadziłem kilka obserwacji tej linii w ciągu ostatnich dwóch tygodni:

1027061831_MizarACaKline_mag.png.f0651fc4fa3a6167ce66b8b472e86536.png
Animacja przedstawiająca zmiany w linii CaK:
1566542898_MizarACaKanimacja.gif.6ce895e03d709918c00d710e54b280d5.gif
Nie tylko Ca II ulega rozdwojeniu, ale okoliczne linie również, poniżej w szerszym otoczeniu, linie Balmera są coraz gęściej w miarę zbliżania się do przerwy Balmera (3646 Å):

763767717_MizarAviolet.thumb.png.ae4cdf43dd407aa7fe6fb659454ebfb0.png
Wynik obserwacji linii Hα:

1370390703_MizarAHalphaline.png.9dc91c604ca9e16d789ce1d8e527d20d.png
Animacja przedstawiająca zmiany:
94873362_MizarAHalphaanimacja.gif.f658ad2ad1f6ce9fcb782190f2467373.gif
Znacznie trudniejszy do obserwacji był dublet linii Na I, bardzo słabe linie:
35750209_MizarANaline.png.bb2d4950284afd63fdc86d01b33aeb0d.png
Animacja obrazująca zmiany w dublecie Na I:
485633130_MizarANaanimacja.gif.ebe53ea652e9442e9d801c129eb5c474.gif

Edytowane przez bajastro
  • Lubię 5
  • Dziękuję 1
  • Kocham 2
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

  • 1 miesiąc temu...
W dniu 15.04.2020 o 22:57, bajastro napisał:

Nie tylko Ca II ulega rozdwojeniu, ale okoliczne linie również, poniżej w szerszym otoczeniu, linie Balmera są coraz gęściej w miarę zbliżania się do przerwy Balmera (3646 Å):

Ja to rozumiem tak:

linie rozdwajają się ze względu na efekt Dopplera. Linie Ca II widać wyraźnie, bo są ostre i mocne. Ale w zasadzie to wszystkie linie powinny być rozdwojone tj zdublowane i przesunięte o ten sam czynnik (w sensie pomnożone ). Stąd najłatwiej byłoby zobaczyć linie w podczerwieni, bo separacja byłaby największa... ??? 

 

PS 

Analizę w sensie pomiar przesunięcia robisz "na oko" czy jakimś programem?

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

@Piotr Olszewski Przy każdym widmie jest opisany setup, który użyłem. Relacja z budowy spektrografu jest w tym wątku:


@Behlur_OlderysDo analizy używam Bass Project, wersja programu jest na każdym wykresie z prawej strony. Można to zrobić przynajmniej na 2 sposoby, zliczając piksele, lub wyznaczając minima, program to umożliwia, jest również możliwość wyskalowania osi x w prędkości radialnej względem wybranej długości fali jako referencyjnej. Szybsze jest wyznaczenie odległości pomiędzy liniami w pikselach i wykorzystanie dyspersji, którą oblicza program po kalibracji spektrum na znanych liniach spektralnych.
Co do rozdwojenia linii, chodziło mi o to że sprzęt pozwolił zarejestrować rozdwojenie także słabszych linii spektralnych. W niebieskim zakresie spektralnym jest trudniej, bo długości fali odpowiednio mniejsze, a mi zależało na obserwacji tej konkretnej linii (CaK), od której zaczęły się odkrycia układów spektroskopowo podwójnych.
Poza tym to układ, w którym gwiazdy są typu widmowego A, więc mają mało linii metali i potrzebna jest spora rozdzielczość spektrografu, by uchwycić zmiany w słabszych liniach.

 

Nie wszystkie linie w widmie są rozdwojone wskutek efektu Dopplera. Tylko te pochodzące od układu podwójnego.
W rejonie Na i H-alpha jest sporo pojedynczych linii absorpcyjnych pary wodnej zawartej w ziemskiej atmosferze. Te linie często używane są do kalibracji spektrum.

  • Dziękuję 3
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Dołącz do dyskusji

Możesz dodać zawartość już teraz a zarejestrować się później. Jeśli posiadasz już konto, zaloguj się aby dodać zawartość za jego pomocą.

Gość
Dodaj odpowiedź do tematu...

×   Wklejono zawartość z formatowaniem.   Usuń formatowanie

  Dozwolonych jest tylko 75 emoji.

×   Odnośnik został automatycznie osadzony.   Przywróć wyświetlanie jako odnośnik

×   Przywrócono poprzednią zawartość.   Wyczyść edytor

×   Nie możesz bezpośrednio wkleić grafiki. Dodaj lub załącz grafiki z adresu URL.

×
×
  • Dodaj nową pozycję...

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.