Astronomija

Spektar zvijezda

Spektar zvijezda


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ako je neki specifični metal prikazan u spektru zvijezde, znači li to da zvijezda ima taj specifični metal? Na primjer, Sunce, zvijezda G2, pokazuje srednju snagu joniziranog kalcijuma u svom spektru, ali zašto hemijski sastav Sunca zapravo nema jonizirani kalcij? https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/C/Chemical+Composition

Edit: zašto hemijski sastav Sunca ima samo tragove joniziranog kalcijuma, ali snaga u spektru uopće nije mala?

Hvala vam unaprijed!


Linije 'apsorpcije' uzrokovane su rezonantnim raspršivanjem (raspršivanje zračenja izvan vidnog polja, vidi ilustraciju dolje), a rezonantno rasipanje ima vrlo veliki presjek otprilike $ 10 ^ {- 12} cm ^ 2 $. To znači da čak i za tanki sloj od 10km ($ 10 ^ 6 cm $) treba vam samo gustina>$ 10 ^ 6 / cm ^ 3 $ elementa da sloj postane neproziran u središtu linije. To je vrlo mala gustina (frakcija $10^{-9} -10^{-6}$ gustoće vodonika u nižoj sunčevoj atmosferi, ovisno o regiji), a većina elemenata će je lako premašiti (vidi obilje na grafikonu u jednom od ostalih odgovora).

(sa https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/formation-of-spectral-lines/)

UREDI (razjašnjavanje nekoliko pitanja koja su obrađena u komentarima ispod).

Gornja ilustracija se naravno ne može doslovno primijeniti u slučaju Fraunhoferovih linija u solarnom spektru. 'Oblak' je u ovom slučaju tanka sferna ljuska oko sunca i, kako promatramo izvana, spektar možemo vidjeti samo sa apsorpcionim linijama. Međutim, u principu bismo mogli vidjeti i druga dva slučaja kad bismo uspjeli doći ispod sloja; tada bismo vidjeli linije u emisiji kako gledaju prema gore, a beskrajni kontinuum kako gledaju prema dolje. Emisione linije se reflektiraju natrag na sunce i tamo se apsorbiraju (fotosfera se može smatrati crnim tijelom i tako apsorbira svako zračenje koje na njega padne), tako da ti fotoni nestaju i ne mogu se ponovo rasipati natrag u apsorpcijske linije (kao jedan od komentara sugerirao je da će se dogoditi ako jedan usvoji ovo objašnjenje).

Ključna stvar ovdje je da je gustina hromosfere (gdje se formira većina Fraunhoferovih linija "apsorpcije") preniska da bi bila u toplotnoj ravnoteži. Emisije atomske linije usled lokalnog termičkog uzbuđenja sudara mogu se zanemariti u poređenju sa emisijom usled rasipanja fotosferskog zračenja. Kako je hromosfera unatoč tome još uvijek optički gusta unutar linija, to rezultira time da se svjetlost u velikoj mjeri raspršuje natrag u fotosferu na tim frekvencijama, stvarajući linije "apsorpcije" u procesu kada se gleda izvana.

Također je spomenuto da bi ovdje ovdašnji postupak trebalo opisati kao zaseban apsorpcijski događaj praćen spontanom reemisom, a ne rezonantnim rasipanjem (to se zapravo podrazumijeva u vezi ispod gornje ilustracije). Iako se ovo može činiti kao suptilno ili čak semantičko pitanje, u nekim je slučajevima u stvari prilično važno. Tačno pitanje zapravo je već obrađeno prije 100 godina u ovom radu i jasno sugerira da se postupak koji vodi do Fraunhoferovih linija treba smatrati rasipanjem (u smislu kako je gore opisano), a ne postupkom apsorpcije / emisije. Iako se ovaj rad koristi klasičnim pristupom, isti rezultat se postiže i s kvantnom mehanikom. Ovo je detaljno izvedeno u §15 (Rezonancijska fluorescencija) knjige "Kvantna teorija zračenja" W. Heitlera, koja se može naći u Internet arhivi. To dokazuje da se rezonantno rasipanje mora opisati kao koherentni jednokvantni proces. To znači, na primjer, da će se monokromatsko zračenje opet raspršiti kao monohromatsko zračenje, a ne sa prirodnom širinom linije tranzicije (što bi se moglo vidjeti kod spontane emisije).

To se zapravo često primjenjuje u radovima koji se odnose na prenos zračenja u spektralnim linijama (posebno što se tiče zvjezdanih atmosfera) ugrađivanjem funkcija 'preraspodjele djelomične frekvencije' koje uzimaju u obzir koherentnu prirodu procesa rasipanja. Otkriveno je da to u nekim slučajevima može biti presudno. Ovaj rad, na primjer, pokazuje da se uočena polarizacija u krilima jakih Fraunhoferovih linija može objasniti samo koherentnim modelom rasipanja, s nekoherentnim modelom „spontanog raspada“ koji rezultira nultom polarizacijom u linijskim krilima, suprotno opažanjima.


Sunce zasigurno posjeduje kalcij u svojoj atmosferi, kao i u svojoj zapremini.

Ova parcela, na osnovu podataka objavljenih u Asplund i sur., (2009), pokazuje koji se elementi mogu naći u sunčevoj atmosferi:

I možemo očitati da je brojnost [Ca] / [Si] = 0,1, na primjer. Elementi u zvjezdanim atmosferama mogu se pojaviti i pri apsorpciji i emisiji u spektrima zvijezda, i naravno u njihovim joniziranim stanjima, kada su lokalne temperature dovoljno visoke.

Za udaljene zvijezde koje se posmatraju u galaksiji, kontaminacija spektra u prvom planu može igrati ulogu, ali to se može ukloniti doppler-analizom.


Snaga apsorpcijskog svojstva u zvjezdanom spektru ovisi o količini tog elementa koji se nalazi u fotosferi, ali ovisi i o atomskoj strukturi elementa te uvjetima temperature i gustine u fotosferi.

Na primjer, linije CaII trebaju biti pojedinačno jonizirani joni kalcijuma u fotosferi. To zahtijeva određeni raspon temperature i gustine. Pretoplo je i kalcijum postaje joniziraniji; previše hladno i nema jona kalcijuma. Kada su uslovi pravi, postoje dva posebna prijelaza u plavom dijelu spektra koji imaju vrlo veliku vjerovatnoću da se pojave (ili veliki presjek, ako želite) - to su "H i K" rezonantne linije. Nazivaju se rezonantnim linijama jer su prijelazi iz osnovnog stanja i često imaju dvostruke koristi velike populacije apsorbera u donjem (osnovnom) energetskom stanju i veliku vjerovatnoću da će doći do tranzicije. Međutim, postoji i trostruki prijelaz u bliskom infracrvenom zračenju koji je također vrlo jak, iako dolazi iz pobuđenog stanja.

Postoje slični prijelazi i u drugim elementima, ali budući da je Ca element grupe II, pojedinačno jonizirani Ca ponaša se pomalo poput neutralnih atoma elemenata iz skupine I. Tako imamo ekvivalentne prijelaze za natrij (linije Na D) i za kalij ( u crvenom dijelu spektra). Linija Li je slabija (na 670,8 nm), jer postoji istinski mnogo manje Li u fotosferi.

Postoje i apsorpcione linije za Be II i Mg II (pojedinačno jonizovani berilij i magnezijum), ali one se javljaju na UV-u.


Grafikon iznad prikazuje izvorne spektre koji su ušli u svaku od rastegnutih verzija. Izvorni spektri izvora su od Jacoby, G.H., Hunter, D.A., i amp Christian, C.A. Biblioteka zvjezdanih spektra, 1984, ApJS, 56, 257.

Slike zvijezda su računalni prikazi blistave kugle s bojom koja je prikazana približno s obzirom na njen promatrani spektar za taj tip. Renderiranje je izvedeno pretvaranjem spektra u približne računarske RGB boje upotrebom Judd-Vos modificiranih CIE funkcija podudaranja boja i sRGB primarnih i gama funkcija. "Bijela tačka" za pretvorbu boja postavljena je na standard za sunčevu svjetlost ("bijela točka D65"), stoga bi zvijezda G2 trebala izgledati bjelkasto s nijansom žute boje (uprkos onome što će vam reći umjetnici i djeca s bojicama, Sunce zapravo nije žuto žuto - širok spektar ispire boju u više bjelkaste nijanse kada se gleda okom). Ne garantujem da će ti prikazi boja biti 100% stvarni, ali mislim da su približno toliko bliski koliko mogu i još uvijek razumem osnovnu ideju o zvjezdanim bojama da su zvjezdane boje prilično suptilne jer se njihove emisije prostiru kroz čitav vidljivi spektar. Efekat "zamračenja udova" koji se vidi zasnovan je na jednostavnom empirijskom zakonu o zamračenju udova za Sunce.

Crtani film T-patuljka preuzet je iz grafike koju je stvorio dr. Robert Hurt iz IPAC-a.


Spektri Wolf-Rayetovih zvijezda

Ciljevi učenja: Studenti će klasificirati Wolf-Rayet-ove spektre i identificirati emisione linije u svakom spektru. Uspješan završetak ovog laboratorija zahtijevaće razumijevanje spektralnih karakteristika i interpretaciju spektra.

Izazov:

Zvijezde proizvode detaljno spektri koji su jedan od najvažnijih izvora informacija o zvijezdi. Zvijezde glavnog niza imat će krivulju spektra duž Planckove funkcije s apsorpcijskim linijama za glavne elemente poput vodonika koji se spušta. Ali neki spektri izgledaju neobično: umjesto da umaču apsorpcijske linije, oni se uzdižu emisione linije. Kako nam ovaj obrazac vrhova i vrtenja može dati sliku hemijskog sastojka zvijezde?

U ovoj lekciji primijenit ćete svoje razumijevanje stečeno na predavanju o karakteristikama i porijeklu spektra kako biste ispitali nekoliko neobičnih primjera. Postavit ćete opažanja za najmanje tri, a po mogućnosti do pet ili šest zvijezda putem robotskog teleskopa Univerziteta u Iowi, Rigel, smješteno u južnoj Arizoni.

Kroz ovaj laboratorij surađivat ćete sa svojom grupom kako biste postigli konsenzus o identificiranju glavnog spektralne linije i odgovaranje na pitanja analize. Za svaki redak morat ćete opisati kako ste se odlučili za svaki identitet. Studenti će također na radnom listu biti zamoljeni da klasificiraju svaku zvijezdu Wolf Rayet prema dvije glavne vrste opisane u uvodu.

Tutoriali: Uvoz slika u Rspec, Kalibracija talasne dužine u Rspec, Preklopne serije u RSpec, Zakazivanje zapažanja sa Rigelom

Slika Hubbleove lažne boje zvijezde Wolf-Rayet koja prikazuje omotač plina oko zvijezde.

Pozadina:

Wolf-Rayetove zvijezde egzotična su klasa rijetkih, jako svijetlih zvijezda koje karakterišu spektri s oštrim emisionim linijama. Ove neobične spektre prvi su put primijetili 1867. godine dvojica astronoma na Pariškoj opservatoriji, Charles Wolf i Georges Rayet, ali potpuno razumijevanje kako oni proizvode te spektre postignuto je tek sredinom dvadesetog stoljeća.

Što je zvijezda masivnija, životni vijek je kraći - a Wolf-Rayetove zvijezde su među najvećim i najkraće poznatim zvijezdama, obično preko 20 Sunčevih masa s površinskim temperaturama preko 25 000 K. Jaki zvjezdani vjetrovi izbacuju materijal iz svoje atmosfere u školjke vrućeg plina koji okružuje zvijezdu. Energija koju zrači Wolf-Rayets, na nivoima koji su za mnoge redove veličine veći od našeg Sunca, vrhunac je u ultraljubičastom zračenju. Ovi ultraljubičasti zraci jonizuju gas u ovim ljuskama da bi proizveli zaštitne znakove emisionih linija Wolf-Rayetovih zvijezda.

Wolf-Rayet zvijezde su rijetke, a manje od 200 ih je poznato u našoj galaksiji. Međutim, zbog svog intenzivnog sjaja ove zvijezde su jasno vidljive, s prividnim veličinama u rasponu od 9 - 12. Ovi spektri su upečatljivi za razliku od zvijezda glavne sekvence, sadrže snažne emisijske linije koje dosežu vrhunac iznad njihovih spektra, umjesto slabih apsorpcijskih linija u tipičnim zvjezdani spektri. Ovi emisioni vodovi pružaju sistem klasifikacije za Wolf-Rayets.

* Ugljenični Vuk Wolf Rayets (WC) ima jednostavniji spektar sa dva vrlo velika pika na CIII i CIV sa manjim pikom na Vodikovoj alfi.

* Wolf Rayets dušičnog tipa (WN) imaju haotičniji spektar sa pet ili više velikih vrhova koji odgovaraju raznim linijama helija i azota.

Putokazi:

• Izazov ove laboratorije je oskudica i neravnomjerna raspodjela zvijezda Wolf Rayet. Poznato je oko 150, ali više od dvije trećine nalazi se na južnoj hemisferi. Za analizu ćete morati postaviti opažanja za četiri ili pet Wolf-Rayetovih zvijezda. Za jesenski period, evo nekoliko prijedloga:

Imajte na umu da su ove koordinate za sam objekt, a NE za pravilno prilagođavanje uspona potrebno za hvatanje centriranih spektra. Obavezno pomaknite svoj desni uspon za -00: 00: 30 kako biste pravilno centrirali spektar objekta na svojoj slici.

• Kada otvorite svaku sliku, vjerojatno ćete trebati podesite spektrograf da biste pregledali samo spektar vašeg objekta. Ako niste sigurni gdje se vaš objekt nalazi na slici, pogledajte spektre različitih zvijezda. Spektralne linije će jasno pokazati koji je objekt na slici Wolf-Rayetova zvijezda.

• Ispod je tablica koja označava nekoliko uobičajenih elemenata koji se nalaze u Wolf Rayetovim spektrima i njihovim talasnim dužinama u Angstromima. Koristite ovo kao referencu za identifikaciju emisionih linija pronađenih u vašem spektru.

Element Talasna dužina (Å) Element Talasna dužina (Å)
H α 6563 C IV 5801
H β 4861 C III 5696
H γ 4341 C III i IV 4650
H δ 4102 O III 4959, 5007
On II 4686, 5411 N IV 7109

• Imajte na umu da će WC zvijezde imati linije serije ugljenika, ali WN će dominirati linije helijuma i azota. Prvo shvatite glavne linije, jer su kraće možda posljedica zvijezde koja ima svojstva obje spektralne klase.


  • Koje spektralne linije vidite prvenstveno ovisi o stanju uzbuđenje i jonizacija benzina.
  • Uzbuđenje i jonizaciju prvenstveno određuje temperatura benzina.
  • Razlike u sastavu su nevažne.
  • Razlike u temperatura su najvažniji faktor.

Zvijezde (7500-11.000 K): Idealni uslovi pobude, najjače H linije.

G Stars (5200-5900 K): Prehladno, malo uzbuđeno H, pa samo slabe H linije, jer su elektroni uglavnom u osnovnom stanju umjesto u prvom pobuđenom stanju.


Mira promjenjiva zvijezda U Ceti - strukturne karakteristike spektra

Zvijezde tipa M pokazuju tipično intenzivne i široke TiO molekularne apsorpcijske pojaseve. Stoga su ove zvijezde vrlo korisne mete za spektroskopiju niske rezolucije pomoću Analizatora zvijezda. Opsežni spektar TiO spada u kategoriju molekularnog spektra poznatog kao vibronic. Strukturne karakteristike ovog spektra rezultat su prijelaza koji uključuju vibracijske podstanice elektroničkih stanja. Te se strukturne karakteristike zaista mogu riješiti upotrebom SA-200 mreže. Međutim, dodjeljivanje strukturnih obilježja različitim elektroničkim i vibracijskim stanjima može biti prilično glomazno jer klasične knjige iz spektroskopije za astronome-amatere ne sadrže relevantne informacije (npr. Walker-ove spektroskopske alte ili Gray-ove i Corbally-ove zvjezdane spektralne klasifikacije). Neophodno je potražiti primarnu literaturu i ovaj zadatak bio mi je itekako dobrodošao u vrijeme Corone-zaključavanja i oblačnih noći:

Zvijezda u ovu svrhu bila je U Ceti, koja je Mira promjenjiva zvijezda. Njegov spektar je snimljen 10.01.21. Diferencijalna fotometrija koristeći zeleni kanal mog DSLR-a dala je prividnu svjetlinu od 8,4 i pokazuje da je U Ceti blizu svog maksimuma u usporedbi s AAVSO podacima:

H-gama i H delta linije očito su u emisiji zbog udarnih valova:

Prijelazi između stanja elektroničke energije mogli bi se dodijeliti odgovarajućim opsezima na osnovu ovog rada: http: //adsabs.harvar. ApJS. 26..313P

Rezolucija SA-200 bila je dovoljno visoka da razriješi vibracijsku strukturu većine opsega i omogućila je dodjelu na osnovu ovog rada: https: //iopscience.i. owBJzibF1DHah3E

Još uvijek ima nekoliko neraspoređenih TiO opsega u bliskom infracrvenom dijelu spektra oko 8500 A i nagovještaji za druge publikacije na ovu temu bi bili vrlo dobrodošli.

Uredio mwr, 13. januara 2021. - 10:10.

# 2 Tangerman

U svom kursu kvantne hemije koji sam pohađao prošli semestar izračunali smo prelaze bimolekularnih vrsta koristeći Morseove potencijale za osnovno i pobuđeno stanje. S dobrim Morseovim parametrima mogu vrlo precizno izračunati prijelaze i njihove relativne intenzitete. Ako se sjetim, potražit ću neke Morzeove parametre za TiO kasnije danas i vratiti se s malo više informacija. Ako se ne sjećam, slobodno mi pošaljite poruku.

# 3 c2m2t

Što se tiče analize spektra, ja sam izvan svoje lige. Slučajno sam vidio ovaj post u koloni "Najnovije teme" i zapeo mi je za oko. Ja sam snimač dvostrukih zvijezda, a Mira je jedan od onih posebnih sistema koji pokazuje i varijabilnost i boju. Čudno, promjenjiva priroda toga bila je nešto čega zapravo nisam bio svjestan sve dok se nisu odvijale okolnosti krajem 2017. i početkom 2018. godine. Živim u istočnom Ontariju u Kanadi, gdje se nebo za astronome amatere, poput mene, posljednjih 30 godina stalno pogoršava. Postao sam senzibiliziran za ovo kada sam se bavio hobijem prije otprilike 13 do 14 godina. Kao rezultat toga, počeo sam smišljati planove za putovanja u južnu centralnu i jugozapadnu državu tokom razdoblja mladog mjeseca, kako bih se prepustio apsorpciji fotona. Ova putovanja postala su intenzivne sesije snimanja radi hvatanja dvostrukih zvijezda koje su na 45 stepeni geografske širine grlile moj lokalni horizont. mutno područje koje nije baš pogodno za snimanje. 2017. je bilo moje prvo putovanje na jug i završio sam u državnom parku Copper Breaks u Teksasu.

Sliku koju sam snimio na Miri, zvanoj H VI 1, sistemu dvostrukih zvijezda, prvi put katalogizirao William Herschel 1782. godine, prepoznat ćete je do 17. novembra 2017. godine. izrezana slika u gornjem desnom uglu. Nije bila naročito dobra slika, pomislio sam, prozirnost te noći nije bila naročito dobra, ali uživala sam u vrlo crvenoj boji koja je snimljena. Pa, misleći da to nije baš dobra slika, odlučio sam da je ponovo slikam 13. januara 2018 iz moje matične opservatorije. Kasnija slika ispala je mnogo bolja, uprkos tome što je Mira bila bliže mom lokalnom horizontu. Čudno, u tom trenutku nisam previše razmišljao i pripisao sam crvenilu ranije slike rezultat, više maglovitog neba te noći u Teksasu, nego što je zapravo pokazalo toliko crvene boje na onome što je očigledno bilo blizu svog minimuma.

Mira je zapravo sistem sa 4 zvjezdice (vidljive zvijezde). Nijedno udruživanje koje se sastoji od A, B, C i D nije fizički sistem. Jedini istinski binarni par je vrlo kompaktni par koji čini primarnu zvijezdu "A". Imaju WDS (Washington Double Star katalog) oznaku JOY 1Aa, Ab. Za vas analitičare spektra bilo bi zanimljivo znati da li i koliko ova prateća zvijezda utječe na varijabilnost sistema. WDS pruža magnitude komponenata od 6,80 i 10,40 uz odvajanje od 0,5 lučne sekunde (2014). Također sam priložio snimak zaslona sa Stelle Doppie koji prikazuje neke bilješke o radosti 1 sadržane u WDS-u.

Takođe sam priložio sliku sistema Mira.

Priložene sličice

# 4 Tangerman

U redu, pažljivije gledajući vašu objavu, TiO se kreće između različitih elektroničkih stanja, što bi značilo pronaći previše Morseova potencijala, što zapravo ne bi bilo previše korisno. Činiti ono što sam predložio dobro je za razlikovanje različitih vibracijskih stanja, a ne za razlikovanje između elektroničkih stanja. Dakle, evo šta imam umjesto toga: https: //webbook.nist. 37201 & ampMask = 1000

Ovo je veza do nist baze podataka, koja je vrlo korisna za spektroskopske informacije jednostavnih molekula. Sasvim lijevi stupac govori vam koje stanje. Donji red ovdje je osnovno stanje. V00 (vrlo desni stupac) govori vam o energiji između osnovnog elektroničkog stanja i pobuđenog elektroničkog stanja. Ovaj je stupac u valovitim brojevima (cm -1, uobičajena jedinica za spektroskope, ali niko drugi ga ne koristi. To čini lijepe brojeve kada radite IR spektroskopiju). Možete pretvoriti u nm tražeći talasni broj u nm ili to možete učiniti sami. Na primjer, ako stupac kaže 10000 cm -1, tada je valna duljina 1 / (10000 cm -1) = 1 cm / 10000. Zatim pomnožite sa 10 7 nm / cm i imate ga u nm (i 10 8 Å / cm ako želite). Ako je ovo nejasno, javite mi.

Dakle, 850 nm je oko 11765 cm -1, što je prilično blizu prijelazu E 3 ∏. To je dozvoljeni prijelaz iz osnovnog stanja, pa bih stoga očekivao da će biti dovoljno intenzivan za vidjeti. Nadamo se da će se to razjasniti, a u budućnosti, ako budete imali pitanja o jednostavnim molekulima i spektralnim zadacima, imat ćete novi resurs.

# 5 mwr

Dakle, 850 nm je oko 11765 cm -1, što je prilično blizu prijelazu E 3 ∏. To je dozvoljeni prijelaz iz osnovnog stanja, pa bih stoga očekivao da će biti dovoljno intenzivan za vidjeti. Nadamo se da će se to razjasniti, a u budućnosti, ako budete imali pitanja o jednostavnim molekulima i spektralnim zadacima, imat ćete novi resurs.

Hvala Tangerman! Uz pomoć baze podataka NIST i tamo danih referenci, uspio sam pronaći "SPLETNU BIBLIOTEKU INFRAKCIONOG TELESKOPA (IRTF)" za hladne zvijezde. To je zaista prijelaz E 3 ∏.

# 6 mwr

Hvala Tangerman! Uz pomoć baze podataka NIST i tamo danih referenci, uspio sam pronaći "SPLETNU BIBLIOTEKU INFRAKCIONOG TELESKOPA (IRTF)" za hladne zvijezde. To je zaista prijelaz E 3 ∏.

Revidirao sam dodjelu elektroničkih prijelaza i uključio nedostajući E 3 ∏ prijelaz (tzv. Epsilon prijelaz) koji se djelomično preklapa s gama prijelazom kako je zabilježeno u biblioteci IRTF:

"[.] postoje dvije dodatne trakaste glave slične dubine na 0.8508 i
0,8582 μm. Čini se da zajedno čine šestopojasne glave
kompleti glava s triplet trakama.

1–2 i 2–2 opsega epsilona

sistem pokazuju glave traka na ovim talasnim duljinama, a samim tim i on
vjerovatno je da ove karakteristike proizlaze iz samog sistema epsilon ili jesu
kombinacija gama i epsilon sistema. "

Kada se uporedi spektar U Ceti sa standardnim zvjezdanim spektrom M4 III iz Picklesove biblioteke, očigledna je slabost linija Ca I i Ca II:

Ova vrsta slabljenja linija, koja nije posljedica obilja, naziva se "veiling" i tipičan fenomen kod zvijezda tipa Mira. Međutim, nisam siguran je li ovdje zaista tako. Komentari su dobrodošli.

# 7 Organski astrohemičar

Kao i mnogi izrazi u astronomiji, "veo" vjerovatno nije od velike pomoći i primjenjuje se u više konteksta.

Jedna stvar koja se događa je da su više Balmerove linije u emisiji, a H-epsilon bi također trebao biti u emisiji, ali pada na vrh linije Ca II H, tako da ti fotoni pumpaju emisiju koju vidite u Ca II na 8662

Ispravili ste svoje spektre, ali otkrivam da se plavi kontinuum čini jačim blizu maksimalne svjetlosti. Nisam siguran je li kontinuum veći ili postoji samo mnogo emisija izazvanih šokom. U svakom slučaju, vidim kako bi to moglo popuniti upijanje i izazvati "zakrivanje".

Cijela ideja o tome što je fotosfera nekako je komplicirana za Mirasa, jer se toliko mijenja na temelju valne duljine i na osnovu pulsacijskog ciklusa. Ako apsorpciju kraćih valnih dužina (u blizini fotosfere za kraću valnu dužinu) blokiraju molekuli ili prašina na mnogo većoj udaljenosti, je li apsorpcija "zastrta"?

Pronašao sam ove starije liste fluorescentnih linija za atome i molekule (Ca II na 8662 nije naveden).

# 8 Organski astrohemičar

U redu, pažljivije gledajući vašu objavu, TiO se kreće između različitih elektroničkih stanja, što bi značilo pronaći previše Morseova potencijala, što zapravo ne bi bilo previše korisno. Činiti ono što sam predložio dobro je za razlikovanje različitih vibracijskih stanja, a ne za razlikovanje između elektroničkih stanja. Dakle, evo šta imam umjesto toga: https: //webbook.nist. 37201 & ampMask = 1000

Ovo je veza do nist baze podataka, koja je vrlo korisna za spektroskopske informacije jednostavnih molekula. Sasvim lijevi stupac govori vam koje stanje. Donji red ovdje je osnovno stanje. V00 (vrlo desni stupac) govori vam o energiji između osnovnog elektroničkog stanja i pobuđenog elektroničkog stanja. Ovaj je stupac u valovitim brojevima (cm -1, uobičajena jedinica za spektroskope, ali niko drugi ga ne koristi. To čini lijepe brojeve kada radite IR spektroskopiju). Možete pretvoriti u nm tražeći talasni broj u nm ili to možete učiniti sami. Na primjer, ako stupac kaže 10000 cm -1, tada je valna duljina 1 / (10000 cm -1) = 1 cm / 10000. Zatim pomnožite sa 10 7 nm / cm i imate ga u nm (i 10 8 Å / cm ako želite). Ako je ovo nejasno, javite mi.

Dakle, 850 nm je oko 11765 cm -1, što je prilično blizu prijelazu E 3 ∏. To je dozvoljeni prijelaz iz osnovnog stanja, pa bih stoga očekivao da će biti dovoljno intenzivan za vidjeti. Nadamo se da će se to razjasniti, a u budućnosti, ako budete imali pitanja o jednostavnim molekulima i spektralnim zadacima, imat ćete novi resurs.

Jedan od aspekata ovih tipova spektra o kojima smo razgovarali mwr i ja je oblik tih TiO opsega. Konkretno, kako je glava pojasa na lijevoj ili plavoj strani (u P-grani).

Podaci koje ste nam ovdje dali pokazuju zašto. Za ove prijelaze rotacijska konstanta Be je manja u donjem stanju nego u višem. Za mene je ovo malo iznenađujuće jer neke od viših država zapravo imaju kraću međujedarinsku udaljenost, re (što me malo manje iznenađuje).

Ova referenca sugerira da "rotacijska konstanta u gornjem stanju sada može biti veća ili manja nego u donjem elektroničkom stanju. To ovisi o energijama vezivanja i udaljenostima ravnoteže Re u dva

Pretpostavljam da bi za pronalaženje vrpce s desne strane ili na crvenoj strani (u R-ogranku) gornje stanje moralo imati i kraću međunuklearnu udaljenost od donjeg stanja i također bi imalo energiju vezanja koja je bila tek nešto manja od donja država. Mislim da se to može dogoditi samo ako donje stanje NIJE, zapravo, osnovno stanje.

Uredio Organic Astrochemist, 16. januara 2021. - 02:04.

# 9 mwr

Kao i mnogi izrazi u astronomiji, "veo" vjerovatno nije od velike pomoći i primjenjuje se u više konteksta.

Jedna stvar koja se događa je da su više Balmerove linije u emisiji, a H-epsilon bi također trebao biti u emisiji, ali pada na vrh linije Ca II H, tako da ti fotoni pumpaju emisiju koju vidite u Ca II na 8662

ovdje na primjer

Ova referenca je vrlo korisna i raspršivanje H epsilonskih fotona linijom Ca II H na IR talasne dužine preko linije Ca II 8662 A izuzetno je zanimljivo. Morao sam pogledati odgovarajući Grotrianov dijagram Ca II da bih stvarno razumio šta se zapravo događa:

Dakle, "veiling" linija Ca II u ovom slučaju zapravo je "popunjavanje". Hvala Jime što si ovo istakao!

Uredio mwr, 16. januara 2021. - 07.55.

# 10 mwr

Pretpostavljam da bi za pronalaženje vrpce s desne strane ili na crvenoj strani (u R-ogranku) gornje stanje moralo imati i kraću međunuklearnu udaljenost od donjeg stanja i također bi imalo energiju vezanja koja je bila tek nešto manja od donja država. Mislim da se to može dogoditi samo ako donje stanje NIJE, zapravo, osnovno stanje.

Imate li misli o ovome?

Šta je sa CH metilidinskim trakama CH ugljeničnih zvijezda? Osnovno stanje je X 2 P sa re= 1.1199. Glava trake na 4320 Angström može se dodijeliti R-u2 grana prijelaza A 2 D - X 2 P. Za A 2 D stanje re je 1.1019.

Uredio mwr, 16. januara 2021. - 12:43.

# 11 Tangerman

Jedan od aspekata ovih tipova spektra o kojima smo razgovarali mwr i ja je oblik tih TiO opsega. Konkretno, kako je glava pojasa na lijevoj ili plavoj strani (u P-grani).

Podaci koje ste nam ovdje dali pokazuju zašto. Za ove prijelaze rotacijska konstanta Be je manja u donjem stanju nego u višem. Za mene je ovo malo iznenađujuće jer neke od viših država zapravo imaju kraću međujedarinsku udaljenost, re (što me malo manje iznenađuje).

Ova referenca sugerira da "rotacijska konstanta u gornjem stanju sada može biti veća ili manja nego u donjem elektroničkom stanju. To ovisi o energijama vezivanja i udaljenostima ravnoteže Re u dva

države. "

Demtroeder

Pretpostavljam da bi za pronalaženje vrpce s desne strane ili na crvenoj strani (u R-ogranku) gornje stanje moralo imati i kraću međunuklearnu udaljenost od donjeg stanja i također bi imalo energiju vezanja koja je bila tek nešto manja od donja država. Mislim da se to može dogoditi samo ako donje stanje NIJE, zapravo, osnovno stanje.

Imate li misli o ovome?

Mogu se sjetiti nekoliko stvari koje mogu objasniti da je glava benda na plavoj strani. Prvo, Frank-Condonov princip. Preklapanje stanja moglo bi biti najbolje za odlazak na, recimo, v '= 7 (gdje je v' pobuđeno vibracijsko stanje). Tada biste mogli vidjeti opseg koji ide u v '= 6, što bi bilo niže energije i više opsega, sve do v' = 0. Zbog anharmoničnosti, vibracijska stanja se zbližavaju kako idete više, tako da postoji veća (potencijalno mnogo veća) razlika između odlaska na v '= 0 i v' = 7 nego što je između v '= 7 i v' = 14 . Ovi viši opsezi izgledali bi preklapani i ne bi bili lako vidljivi, pa bi glava pojasa, gdje svi preklapajući opsezi doprinose nekom intenzitetu tranzicije, bila na plavoj strani, a crvena strana je više raširena.

Uz to, sigurno nismo vezani za vibracijsko stanje tla. Ako imate dovoljno energije da dođete do pobuđenih elektroničkih stanja, imate dovoljno da dođete do pobuđenih vibracijskih stanja, pa ste u pravu, možda ne počinjemo iz osnovnog stanja, iako pretpostavljam da počinjemo iz osnovnog elektroničkog stanja.

Treće, ta rotacijska konstanta. Kada ravnotežna dužina veze postane veća, kao što je to često slučaj u pobuđenim elektroničkim stanjima, rotacijska konstanta tada se dramatično smanjuje, što uzrokuje neke čudne stvari. R grana se zapravo može okrenuti na sebi (tako da je R (20) crvena od R (1)), koja može formirati glavu trake s ostatkom spektra na crvenoj strani. Ako se rotacijska konstanta dramatično poveća, tada se grana P može okrenuti na sebi i formirati glavu trake, a ostatak spektra na plavu stranu.

Tako da mislim da ste u velikoj mjeri tačni, organski astrohemičar, da bi dobivanje glave trake na plavoj strani bilo najlakše postići ako ne idete iz osnovnog stanja, već smanjujete dužinu veze odlaskom na nova država. Međutim, nisam siguran bi li to bilo dovoljno za prevladavanje Frank-Condonovih čimbenika. Bez mogućnosti da ovdje vidim finu strukturu elektroničkih prijelaza (nije problem sa spektrima koje ste uzeli mwr, očekivao bih da ću to moći vidjeti spektroskopijom gasne faze, a najlakše supersoničnom mlaznom spektroskopijom ), Ne mogu definitivno reći zbog čega je ta glava benda na plavoj strani.


Spektar Campbell-ovih vodoničnih zvijezda sa SA 100

Bilo koji prijedlog za element koji uzrokuje emisionu liniju pribl. 6720 A (možda [SII] maglice)?

Ostale zadaće koje sam izvršio temelje se na podacima: Grosdidier et al. Astron. Astrophys. 364, 597-612 (2000.)

# 2 descott12

To je strašan spektar s toliko oštrih vrhova.

1. Kojim opsegom / kamerom ste ga snimili? Vidim da je to bila kamera u boji.

2. Pretpostavljam da je to sirovi spektar jer ima vrlo ravnu osnovnu liniju. Imate li verziju koja je ispravljena za vaš odgovor instrumenta?

3. Kako ste ga snimili? Učim koristiti RSpec, ali nisam pokušao slagati više snimaka. Vidim da ste iskoristili 10 x 180 sekundi. Kako si tačno to učinio?

# 3 mwr

To je strašan spektar s toliko oštrih vrhova.

Nekoliko pitanja:

1. What scope/camera did you capture it with? I see it was a color camera.

2. I am assuming that that is a raw spectrum as it has a very flat baseline. Do you have a version that is corrected for your instrument response?

3. How did you capture it? I am learning to use RSpec but I haven't tried stacking multiple captures. I see that you used 10 x 180 seconds. How exactly did you do that?

Thanks in advance

It is a rather poor spectrum with a low signal to noise ratio. All "sharp peaks" can be attributed to background noise. Only the broad peaks are real emmission lines from either the central Wolf-Rayet star or the surrounding nebula.

1. I used an old Canon EOS 450 Da and a cheap Vixen VMC 110L (Maksutov Cassegrain at f/9.4) with the Star Analyser 100 at a distance of 14 cm to the camera sensor.

2. The spectrum is indeed a raw spectrum without flat or dark correction.

3. I'm usually also using RSpec but in this case the signal to noise ratio was too low. I have stacked 10x 3 minute subframes" by hand" with Fitswork (Deep Sky Stacker couldn't handle the very noisy image files) and did a Gaussian denoising. Subsequently, I have extracted a pixel line of the spectrum (luminance channel) and imported the corresponding pixel map to Microsoft Excel. Calibration was done by linear regression using H alpha and H beta lines as reference points.


Amateur Spectroscopy

Amateur astronomers are a unique species worthy of their own reality TV show. Their craftsmanship, resourcefulness, dedication, and passion is simply amazing. Many professional astronomers rely heavily on amateurs for quick spot checks, discovery followups, collaboration on research projects, the diverse locations of their telescopes and their ability/willingness to put in long hours of observation. So what is spectroscopy, and what do the amateur astronomers get up to?

Absorption spectroscopy is the study of the color and light spectrum of stars and galaxies. We all love our Hubble photos and pretty astro-photographs, however most of the real research and science comes from observing the light spectrum.

Robin Leadbeater’s LHIRESIII Spectrograph

Astronomers look at emission lines and absorption lines in the spectra to determine the make up of stars, nebulas and galaxies. Dopler effects, orbital behavior, elements of stars, even atmospheres can be determined by observing these absorption and emission lines. Scientists believe that a carbon dioxide absorption spectrum line signature in the spectrum of a star with a transiting exo-planet could eventually be the most exciting discovery – a possible indicator of extra-terrestrial life.

Why are amateurs interested?

I asked Ken Harrison the moderator of the Yahoo group – Astronomical Spectroscopy, why amateurs would be interested in absorption spectra?

“I see it as the “last frontier” for amateur astronomers. When you’ve taken the 100 th image of the Orion nebulae – what do you do next?? It’s challenging, interesting and can give some scientific value to your work. Amateurs have successfully recorded the spectra of nova before the professionals and complimented other variable star work with observations of the changing spectral emissions of stars showing their Doppler shifts and atmospheric changes.”

Ken specializes in the spectra of Wolf-Rayet stars and is currently writing a book on amateur spectroscopy. Ken has been building his own spectrographs since 1992 and has used a variety of devices ranging from a simple star analyzer on a digital SLR camera to a sophisticated guided spectrograph.

A spectrograph allows light to pass through a narrow slit where it is then split into it’s spectra by passing through some sort of diffraction grating, before being captured on a CCD. The plate scale of the CCD then comes into play as angstroms per pixel instead of the usual (astrometric measure) arc/secs per pixel.

Rob Kaufman recently captured a Nova outburst Nova Scuti 2009 (V496 SCT) between the trees and clouds from his back yard.

/> Credit: Rob Kaufman's spectrogram of Nova Scuti 2009 (V496 SCT) outburst

Italian amateur Fulvio Mete has achieved a spectrographic separation of tight binary Beta Aurigea. The double Ha absorption line is easily identifiable in his image taken with a 14inch Celestron. Some of the world’s best telescopes are unable to separate Beta Aurigea optically, so being able to do a spectrographic separation with a back yard telescope is a significant achievement.

Perhaps there is no finer example of the quality of the spectroscopy done by amateurs than the current citizen science project on the eclipse of binary Epsilon Aurigae. Robin Leadbeater from Three Hills Observatory, a team member/contributor to the Citizen Sky project and avid amateur astronomer, has documented the changing spectra of Epsilon Aurigae, in particular monitoring the changing KI (neutral potassium) 7699 absorption line during the early stages of the ingress.

Robin Leadbeater's Spectrogram of KI 7699 absorption line in Epsilon Aurigae eclipse.

The eclipse happens every 27 years and this eclipse will be the first to be fully documented with advanced spectroscopy – clearly alot of that will be performed by skillful amateurs.

So what equipment do I need?

Ken Harrison comments that the equipment required is not necessarily expensive and it is a lot of fun.

“Luckily with the filter gratings available at reasonable prices (Star Analyser, Rainbow Optics etc) interested amateurs can start using their current equipment with minimal cost and outlay. Freeware programs like IRIS (C Buil) and VSpec (V Desnoux) allow the detailed analysis of spectra to be done without all the mathematics or detailed physics. As experience grows so do the questions. What do those absorption features mean? Why does this spectrum look completely different from that spectrum? How can I get benn resolution? Yes, it has its learning curve like any new adventure, but there are many others who have trodden the road before and only too willing to assist – To boldly go where few amateurs have gone before – Spectroscopy. ”

Dale Mais another dedicated amateur from Orange Grove, San Diego County has an excellent paper on qualitative and quantitative analysis that can be achieved by amateur astronomers.

The contribution of amateurs across all forms of astronomy is significant, and spectroscopy is no exception. If you want more information join one of the Yahoo groups or major amateur astronomy forums as they all have discussion groups with experienced people who are keen to help you get started.

Special thanks to Ken Harrison, Robin Leadbeater, Rob Kaufman, Fulvio Mete and Dale Mais for your photos and insight!


Footnotes

Brown dwarf

an object intermediate in size between a planet and a star the approximate mass range is from about 1/100 of the mass of the Sun up to the lower mass limit for self-sustaining nuclear reactions, which is about 0.075 the mass of the Sun brown dwarfs are capable of deuterium fusion, but not hydrogen fusion

​spectral class

(or spectral type) the classification of stars according to their temperatures using the characteristics of their spectra the types are O, B, A, F, G, K, and M with L, T, and Y added recently for cooler star-like objects that recent survey have revealed


All About Astronomy

The Basic of Star’s Spectroscopy

Spectroscopy is a branch study in astronomy that focus on astronomical objects’ spectrum. From the spectrum, we can get informations, such as its temperatures, chemical compositions, movement speed, etc. That’s why spectroscopy can be considered as one of the fundamental field in astronomy. The spectrum of a star (or any other astronomical object) is acquired by using an instrument called spectrograph.

One of the fundamental law in spectroscopy is Kirchoff Law (1859) which stated that:

  1. If a liquid or high pressure gas is ignited, they will emit energy in all wavelength which will produce a continuous spectrum .
  2. If a low temperature gas is ignited, it will only emit energy in certain range wavelength and produce spectrum which have a dark background and some bright lines. That kind of spectrum is called the emission spectrum. The wavelength of each bright lines are the precise indicator of what gas that produce them. So, the same gas will produce bright lines in certain exact wavelength.
  3. If a white light (which is a equal mixture of all colors) is passed through a cool low temperature gas, the gas will absorb energy at certain wavelength. The result spectrum will be continuous spectrum as the background with some dark lines in certain exact wavelength. The dark lines called absorption lines and that kind of spectrum is called the absorption spectrum. The wavelength of each dark lines are the precise indicator of what gas that produce them. So, the same gas will produce dark lines in certain exact wavelength.

Balmer Series
Switzerland scientist, Balmer, state a series equation to predict the wavelength of the absorption lines of hydrogen gas. The equation is widely known as Balmer series equation.

with : λ : the wavelength of the absorption lines [cm]
RH : Rydberg constant (= 109678 )

Planck postulates that light is radiated in the form of small discrete package called quantum. This theory is the foundation of the birth of a new field in physics called quantum physics.

Planck state that energy of each photon

h : Planck’s constant (h = 6,63 x 10^-34 J.s)
f : frequency of the photon [Hz]
c = speed of light (= 3.10^5 km/s)
λ = photon’s wavelength

Star’s spectrum
Star’s spectrum pattern is wide in variety. In 1863, an astronomer called Angelo Secchi classified star’s spectrum in 4 groups based on the similarities of its’ absorption lines.

Miss A. Maury from Harvard Observatory establish another way to classify star’s spectrum and it was revised by Miss Annie J. Cannon. Miss Cannon’s classification is the most widely adopted today.

Table 1 : Resume of the classification of star’s spectrum (to remember it use the donkey bridge : O h B e A F ine G irl (or G uy), K iss M e ). (you can click the figure to get bigger and clearer version of the table above .

Sub-classification of star’s spectrum
Star’s spectrum classification O, B, A, F, G, K, M is divided again to several sub-classes :
B0, B1, B2, B3, . . . . . . . . ., B9
A0, A1, A2, A3, . . . . . . . . ., A9
F0, F1, F2, F3, . . . . . . . . . ., F9

Bigger number represent lower temperature! The use of this sub-class is to narrow the specification’s range and become more precise.
(for further information, check this site.)

M-K Classification (Star’s Luminosity Class)

Stars with same certain spectrum’s class is found to have different luminosities . In 1913, Adam dan Kohlscutter from Mount Wilson Observatory showed that the width of spectrum’s lines can be used to estimate star’s luminosity.
Based on these facts. in 1943 Morgan and Keenan from Yerkes Observatory divided stars to several luminosity class as shown in the table below.

Class 1b

Class II

Class III

Class IV

Class V

Morgan Keenan’s Luminosity Class (M-K class) is sketched in a Hertzprung-Russell diagram (H-R diagram) below.

Now, star’s classifications use the combination of spectrum class and luminosity class. For example : A G2 V star is a main sequence star that belongs to spectrum class G2

Star’s motion
Contrary to widely beliefs that star isn’t moving in space, star DO move in space. However, the movement of stars is hard to track. Beause of its immense distance, the movement of star only produce extremely small apparent movement in sky. We have to wait several years (or decades!) to track star’s movement in sky. Warning : the star’s movement that is discussed above is not the apparent daily motion of the star !

The star’s angular motion of a star is called proper motion ( μ ). Proper motion is usually measured in arc-second per year. Star with biggest proper motion is Barnard Star with μ = 10”,25 per year (In 180 years, this star will (only) move in extent as full Moon’s disk).

Relationship between tangential velocity (Vt) and the proper motion (μ):

Vt = tangential speed of the star [km/s]

μ = proper motion of the star [“/ year]

the above equation also can be stated as :

with p is the parallax of the star (in arc second).

The proper motion is measured by two quantities: the position angle and the proper motion itself. The first quantity indicates the direction of the proper motion on the celestial sphere (with 0 degrees meaning the motion due north, 90 degrees due east, and so on), and the second quantity gives the motion’s magnitude, in seconds of arc per year.

The equations used to find the quantity of star’s proper motion are :

with :
μα = proper motion in right ascension
μδ = proper motion in declination
μα and μδ is measurable –> μ and θ can be determined.

Beside proper motion, information about star’s motion can be obtained from its radial motion , which is the component of star’s motion that lies parallel to our line of sight.
Radial velocity (Vr) can be measured by its spectrum lines that shift ( Doppler shift ). For star which radial velocity (Vr) is significant compared to the speed of light:

For Vr being much smaller compared to the speed of light (c), the equation can be simplified to:

with :
Δλ = the difference between static wavelength (λo) and observed wavelength (λ). [Å or nm]
λo = static wavelength. [Å or nm]
Vr = radial velocity [km/s]
c = speed of light (300.000 km/s )

Now, we are able to calculate Vt and Vr as discussed above and we will be able to calculate star’s true motion ( linear motion ):


Pogledajte video: KOKTELSI DAJ MI DAJ (Oktobar 2022).