Havaitsevan tähtitieteen peruskurssi I. Spektroskopia. Jyri Lehtinen. kevät Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos

Transkriptio

1 Spektroskopia Helsingin yliopisto, Fysiikan laitos kevät 2013

2 8.2.6 Échelle-spektroskooppi Harva hila, n. 50 viivaa/mm Suuri blaze-kulma, n. 60 Havaitaan korkeita kertalukuja, m suuri dispersio ja resoluutio, R Eri kertaluvut erotetaan toisistaan ristidispersioelementillä (prisma tai grism) HARPS-spektroskoopin échelle-hila (ESO)

3 8.2.6 Échelle-spektroskooppi SOFIN Käytettiin NOT:lla R

4 8.2.6 Échelle-spektroskooppi SOFIN

5 8.2.7 Michelson-interferometri Fourier-muunnosspektrometrinä voidaan käyttää Michelsoninterferometriä Mittaus tapahtuu siirtelemällä interferometrin peilejä

6 8.3 Spektroskopian käyttö tähtitieteessä Doppler siirtymä kohteen säteisnopeus Kosmologia: esim. maailmankaikkeuden laajeneminen Galaksit: Galaksijoukkojen dynamiikka, pimeä aine Tähtipopulaatiot: tähtien liikeryhmät Taivaanmekaniikka: kaksoistähdet, eksoplaneetat Tähtien rakenne: tähtien pyöriminen ja sykkiminen, fotosfäärin turbulenssi

7 8.3 Spektroskopian käyttö tähtitieteessä Spektriviivat aineen tila ja koostumus Tähtien spektriluokitus Alkuainepitoisuudet Lämpötila Paine ja tiheys Magneettikentät

8 8.3.1 Spektroskopiset kaksoistähdet

9 8.3.1 Kaksoistähden rata Radan ellipsin yhtälö akselin Ox suhteen on r = a(1 e 2 ) 1+ecos(u ω) e on eksentrisyys, ja a isonakselin puolikas r:n projektio akselilla Oy atatasossa: projektio näköviivalla Oz: y = r sinu z = y sini = r sinusini

10 8.3.1 Kaksoistähden säteisnopeus Saadaan: dz dt z = asini(1 e2 )sini sinu 1+ecos(u ω) = asini(1 e2 )(ecosω +cosu) du (1+ecos(u ω)) 2 dt Kepler II: r 2du dt = na2 1 e 2, jossa n = 2π/P ja P on kiertokaika säteisnopeus v z = nasini (ecosω +cosu) 1 e 2

11 8.3.1 Kaksoistähden säteisnopeus Havaittuun säteisnopeuteen vaikuttaa Maan kierto- ja rataliike sekä Auringon liike tähtijärjestelmän suhteen. Kun Maan liike vähennetään, saadaan V z = V 0 +v z, missä V 0 on keskimääräinen heliosentrinen säteisnopeus.

12 8.3.2 Planettajärjestelmät Säteisnopeuksia käytetään myös eksoplaneettojen havaitsemiseen Tähti ja planeetta liikkuvat radoillaan massakeskipisteen suhteen Vain tähti havaitaan suoraan Ensimmäinen löytö: 51 Peg Menetelmällä on havaittu n. 500 planeettaa

13 8.3.2 Eksoplaneetan massa ja rata Oletetaan yksinkertaistukseksi ympyrärata Tähti: m 1, a 1 Planeetta, m 2, a 2 Havaitaan jaksollinen Doppler-siirtymä, jonka periodi on P ja amplitudi λ v r = λ λ c Tähden radan projisoiduksi insonakselin puolikkaaksi saadaan a 1 sini = v z n

14 8.3.2 Eksoplaneetan massa ja rata Merkitään a = a 1 +a 2 Kepler III: a 3 = (m 1 +m 2 )P 2, [a] = AU, [m] = M, [P] = vuosi m 3 2 m 1 a 1 = m 2 a 2 a1 3 = (m 1 +m 2 ) 2P2 m 2 << m 1 m 2 a 1 ( m1 P ) 2/3

15 8.3.2 Eksoplaneetan massa ja rata Tähden massa voidaan arvioida esim. spektriluokituksesta Havainnoista saadaan a 1 sini Saadaan alarajat massalle ja radan koolle a 2 sini, m 2 sini Joissain tapauksissa i voidaan arvioida (esim. havaitaan pimennyksiä) HUOM! Oppikirjan vanhan painoksen esimerkissä 10.1 (s. 144) on muutama virhe.

16 8.3.2 Eksoplaneetan massa ja rata Mitä johtopäätöksiä tähti-planeettajärjestelmästä voidaan tehdä tästä säteisnopeuskäyrästä?

17 8.3.3 Tähtien Spektriluokitus Harvardin spektriluokittelu: O, B, A, F, G, K, M Yerkesin spektriluokittelu: Ia, Ib, II, III, IV, V Luokittelu perustuu matalan resoluution spektreissä näkyviin lämpötila- ja paineherkkiin yksityiskohtiin.

18 8.3.4 Tähtien fotosfäärit Tähden optisen alueen absorptioviivat syntyvät fotosfäärissä Optisen spektroskopian avulla pystytään selvittämään tähden fotosfäärin: lämpötila paine ( tähden pintagravitaatio) magneettikentän komponentit kemiallinen koostumus aineen liiketila (pyöriminen, sykkiminen, turbulenssi)

19 8.3.4 Procyonin spektri

20 8.3.4 Esimerkki: Doppler-kuvaus Pilkku (matala lämpötila, voimakas magneettikenttä tai poikkeavat alkuainepitoisuudet) vaikuttaa fotosfäärin absorptioviivoihin Nopeasti pyörivä tähti Spektriviiva vastaa 1-ulotteista kuvaa tähden pinnasta Koko pyörähdysjakson kattavasta havaintosarjasta saadaan muodostettua Doppler-kuva

21 8.3.4 Esimerkki: HD :n Doppler-kuva

22 8.3.5 Asteroseismologia Tähden pinnan värähtelyt aiheuttavat Doppler-siirtymiä spektriviivoihin Seismologia: aaltojen avulla päästään tutkimaan tähden sisäistä rakennetta Esimerkiksi Auringon rotaatiokäyrä (GONG/NOAO)

23 8.4 CCD-spektrien havaitseminen ja redusointi Asetukset Tarvittavat kalibroinnit Havaintojen redusointi Spektroskopialle tyypilliset ongelmat

24 8.4.2 Spektroskopian asetukset Aallonpituusalueen valinta Resoluution valinta: Kohteen fotonikohina > lukukohina Korkeampi resoluutio pitempi valotusaikas Valotusaika tarvittava S/N Optimaalinen rako: Resoluutio Seeing suhteessa raon kokoon Raon asento taivaan suhteen

25 8.4.2 CCD-spektroskopian kalibrointikuvat Bias- ja dark-kuvat kuten tavallisissa CCD-havainnoissa Flat-kuvat tasaisen spektriviivattoman spektrin antavalla flatfield-lampulla (halogeenilamppu) Aallonpituuskalibrointi, vaihtoehdot: Vertailuspektrikuva (esim. HeNe- tai ThAr-lampuilla) Vertailuspektri suoraan kohteen spektrin päälle Ilmakehän spektriviivat Vuokalibrointi Vain matalan resoluution spektreille Verrataan havaintoon standarditähdestä

26 8.4.3 Spektrien redusointi Esimerkkinä CCD-échelle havainnot: Bias- ja flat-korjaukset Sironneen valon poistaminen Kosmisten säteiden poistaminen Spektrin kertalukujen erottaminen toisistaan: 2D-kuva sarja 1D-spektrejä Aallonpituuskalibrointi Ensimmäisenä asteena pikseliskaalan määrittäminen aallonpituusasteikko Aallonpituusasteikon korkeamman kertaluvun korjaukset Maan liikkeiden korjaus Kontinuumitason normalisointi

27 8.4.3 Échelle flat-kuva SOFIN 2. kameran flat-kuva

28 8.4.3 ThAr-lampun échelle-spektri SOFIN 2. kameran ThAr-spektri

29 8.4.3 HD :n échelle-spektri SOFIN 2. kameran redusoitu kuva

30 8.4.3 HD :nredusoidut spektrit SOFIN 2. kameran redusoituja spektrejä samalta aallonpituuskaistaleelta

31 8.4.4 Erityisongelmia Taustataivaan spektriviivat Kohde on himmeä Havainnot on tehty lähellä aurongonnousua tai laskua Aallonpituuskalibrointi voi muuttua jopa valotuksen aikana, erityisen ongelmallista kun Resoluutio on korkea Valotusaika on pitkä Spektroskooppi liikkuu (asennettu Cassegrain-fokukseen) Interferenssikuviot CCD-kuvassa Vuokalibrointi epätarkka

32 8.5 Spektropolarimetria Spektroskopia + polarimetria = spektropolarimetria Tyypillisesti havaitaan 2-4 Stokesin parametrin aallonpituusriippuvuus Stokesin parametrien I, Q, U, V avulla saadaan tietoa ohteen magneettikentästä

33 8.5.1 Magneettikentän vaikutus spektriviivaan (a): Zeeman-komponentit pitkittäisessä (vasen) ja poikittaisessa (oikea) kentässä (b): Havaittu spektriviivaprofiili ilman magneettikenttää (katkoviiva) ja magneettikentän kanssa (yhtenäinen viiva) (c): Polarisaatiokomponentit, ympyräpolarisaatio (vasen) ja lineaaripolarisaatio (oikea) (d): Havaitut Stokesin parametrit, V (vasen) ja Q, U (oikea)

34 8.5.2 Spektropolarimetriset havainnot Polarisaattori on sijoitettava ennen rakoa, koska spektroskoopin optiikka muuttaa polarisaatiota Lineaarinen polarisaatio: käytetään λ/2-levyä Ympyräpolarisaatio: käytetään λ/4-levyä Käyttämällä pitempää rakoa voidaan kaksi polarisaatiokomponenttia saada samaan CCD-kuvaan

35 8.5.3 Esimerkki: aktiivinen tähti Voimakas magneettinen aktiivisuus saa aikaan suuria tähdenpilkkuja Pilkuissa magneettikenttä tunkeutuu innan läpi Tähden pyöriessä Stokesin parametrit muuttuvat riippuen pilkkujen näkyvyydestä Magneettikentän viakutus Stokesin V-parametriin