Jump to content

Recommended Posts

  • 1 month later...
Posted (edited)

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.

Edited by bajastro
  • Like 3
Link to post
Share on other sites
  • 2 weeks later...
Posted (edited)

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

Edited by bajastro
  • Like 4
Link to post
Share on other sites

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?

Link to post
Share on other sites
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:

 

  • Like 2
Link to post
Share on other sites

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?

Edited by holeris
Link to post
Share on other sites
Posted (edited)

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

Edited by bajastro
  • Like 5
  • Thanks 1
  • Love 2
Link to post
Share on other sites
  • 1 month later...
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?

Link to post
Share on other sites

@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.

  • Thanks 3
Link to post
Share on other sites

Join the conversation

You can post now and register later. If you have an account, sign in now to post with your account.

Guest
Reply to this topic...

×   Pasted as rich text.   Paste as plain text instead

  Only 75 emoji are allowed.

×   Your link has been automatically embedded.   Display as a link instead

×   Your previous content has been restored.   Clear editor

×   You cannot paste images directly. Upload or insert images from URL.

  • Recently Browsing   0 members

    No registered users viewing this page.

  • Our picks

    • Jeśli coś jest głupie, ale działa, to nie jest głupie - o nietypowych rozwiązaniach sprzętowych
      Sformułowanie, które można znaleźć w internetach jako jedno z "praw Murphy'ego" przyszło mi na myśl, gdy kolejny raz przeglądałem zdjęcia na telefonie z ostatniego zlotu, mając z tyłu głowy najgłośniejszy marsjański temat na forum. Do rzeczy - jakie macie (bardzo) nietypowe patenty na usprawnienie sprzętu astronomicznego bądź jakieś kreatywne improwizacje w razie awarii czy niezabrania jakiegoś elementu sprzętu  Obstawiam, że @HAMAL mógłby samodzielnie wypełnić treścią taki wątek.
        • Haha
        • Like
      • 17 replies
    • MARS 2020 - mapa albedo powierzchni + pełny obrót 3D  (tutorial gratis)
      Dzisiejszej nocy mamy opozycję Marsa więc to chyba dobry moment żeby zaprezentować wyniki mojego wrześniowego projektu. Pogody ostatnio jak na lekarstwo – od początku października praktycznie nie udało mi się fotografować. Na szczęście wrzesień dopisał jeśli chodzi o warunki seeingowe i udało mi się skończyć długo planowany projekt pełnej mapy powierzchni (struktur albedo) Marsa.
        • Love
        • Thanks
        • Like
      • 117 replies
    • Aktualizacja silnika Astropolis - zgłaszanie uwag
      Dzisiaj zaktualizowaliśmy silnik Astropolis do najnowszej wersji (głównie z powodów bezpieczeństwa). Najpoważniejsze błędy zostały już naprawione, ale ponieważ aktualizacja jest dosyć rozbudowana (dotyczy także wyglądu), drobnych problemów na pewno jest więcej. Bez was ich nie namierzymy. Dlatego bardzo proszę o pomoc i wrzucanie tu informacji o napotkanych problemach/błędach.
        • Like
      • 208 replies
    • Insight Investment Astrophotographer of the Year 2020 – mój mały-wielki sukces :)
      Jestem raczej osobą która nie lubi się chwalić i przechwalać… ale tym razem jest to wydarzenie dla mnie tak ważne, że postanowiłem podzielić się z Wami tą niezwykle radosną dla mnie wiadomością.
       
      Moja praca zajęła pierwsze miejsce w kategorii „Planety, komety i asteroidy” podczas tegorocznego konkursu Insight Investment Astronomy Photographer of the Year 2020.
        • Love
        • Thanks
        • Like
      • 85 replies
    • Zobaczyć powierzchnię Wenus.... - mapa promieniowania termicznego (sezon 2020)
      Zacznę od zdjęcia a potem będą technikalia, opisy zbierania materiału oraz informacje o obróbce
      6 maja faza Wenus zmalała poniżej 20% więc zaczął się najlepszy okres kiedy możemy podejmować próby rejestracji promieniowania termicznego powierzchni Wenus. Czas ten potrwa mnie więcej 17-18 maja kiedy to planeta będzie już zbyt blisko Słońca i kontrast zmaleje uniemożliwiając (lub utrudniając) rejestrację tego zjawiska.
        • Love
        • Thanks
        • Like
      • 30 replies
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.