1 / 45

8. Spektrometria

8. Spektrometria. Havaitsevan tähtitieteen luennot 12.3. ja 19.3. 2009 Thomas Hackman. 8. Spektrometria - yleistä. Mitataan kohteen vuon aallonpituusjakauma Valo hajotetaan dispersioelementillä Spektrometrian avulla voidaan tutkia aineen: Koostumusta: Eri aineiden spektriviivat

maili
Download Presentation

8. Spektrometria

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 8. Spektrometria Havaitsevan tähtitieteen luennot 12.3. ja 19.3. 2009 Thomas Hackman HTTPK I, Luennot 8-9

  2. 8. Spektrometria - yleistä • Mitataan kohteen vuon aallonpituusjakauma • Valo hajotetaan dispersioelementillä • Spektrometrian avulla voidaan tutkia aineen: • Koostumusta: Eri aineiden spektriviivat • Lämpötilaa: Spektriviivoja vastaavat energiatasot • Painetta • Magneettikenttä: Zeemanin ilmiö • Liikettä: Doppler-ilmiö Zeeman ilmiö auringon- pilkun spektrissä HTTPK I, Luennot 8-9

  3. 8.1. Spektrometrian peruskäsitteitä: Erotuskyky • Spektrometrin erotuskyky: • Matala resoluutio: R~100 – 1000 • Korkea resoluutio: R~20 000 - 1000 000 • Matalan resoluution edut: • Voidaan tutkia himmeämpiä kohteita • Laajempi spektrialue samaan kuvaan • Mahdollista tehdä absoluuttista spektrofotometriaa • Korkean resoluution edut: • Spektrin yksityiskohdat näkyviin • Mahdollistaa esim. säteisnopeusmittaukset suurella tarkkuudella HTTPK I, Luennot 8-9

  4. 8.1. Spektrometrian peruskäsitteitä: Dispersio • Dispersiokäyrä: jossa s on kuvan mitta esim. mm:ssä tai pikseleissä • l :nä käytetään yleensä polynomi, jos lineaarinen approksimaatio on tarpeeksi hyvä HTTPK I, Luennot 8-9

  5. 8.2 Spektrometrin rakenne • Rako • Kollimaattori • Dispersio- elementti: • Hila • Prisma • Grism, ym. • Kamera HTTPK I, Luennot 8-9

  6. 8.2.1 Spektrometrin rako • Kohteen kuva fokusoidaan rakoon • Rako rajaa kuvakentästä tutkittavan kohteen: • Long slit => spektri suuremmasta osasta kuvakenttää, esim. kohde + tausta tai pintakohde • Raon leveys: • Havaittu spektri on ”kuva” raosta eri aallonpituuksilla • Kapeampi rako => parempi resoluutio • Liian kapea rako => suuri osa kohteesta rajataan pois • Eli: Rako optimoidaan olosuhteisiin ja haluttuun resoluutioon • Raoton spektrografi: Jokaisesta kuvan kohteesta spektri HTTPK I, Luennot 8-9

  7. 8.2.2 Kollimaattori • Tuottaa yhdensuuntaisen valosädekimpun dispersiivistä elementtiä varten • Peili tai linssi • Yleensä peili, sillä linssit absorboivat säteilyä (erit. UV) HARPS*-spektrometrin kollimaattori (ESO) *HARPS = High Accuracy Radial velocity Planet Searcher HTTPK I, Luennot 8-9

  8. 8.2.3 Hila • Läpäisyhila (käytetään harvemmin) • Heijastushila: Uurrettu heijas- tava pinta • Uurteiden tiheys ~ 50 – 1000 /mm • Diffraktoituneen valon tulo- ja lähtökulmien välinen yhteys: • m on kertaluku HTTPK I, Luennot 8-9

  9. 8.2.3 Hila (jatk.) • Blazed grating: • vältetään, että suurin osa säteilystä osuu kertalukuun m=0 • geometrinen heijastus tiettyyn kertalukuun • maksimitehokkuus ~60-70% kun kertaluku on m0ja aallonpituus l0blaze wavelength • Hilaspektrometrin erotuskyky on • Eri kertaluvut osuvat päällekkäin, siksi käytetään • aallonpituussuodin tai • ristidispersioelementti, yleensä prisma tai grism HTTPK I, Luennot 8-9

  10. 8.2.4 Muut dispersioelementit Animaatio: Ei toimi PDF:nä • Prisma • Pienempi resoluutio kuin hilalla • Vähemmän käytetty • Objektiiviprisma: Ei rakoa: Kai- kista kuvakentän kohteista spektri • Grism: Uurrettu prisma • Muita spektrometreja: Fourier-transformaatio- spektrometri Prisma (Wikipedia) Grism (HARPS, ESO) HTTPK I, Luennot 8-9

  11. 8.2.5 Kamera • Kamera kuvaa dispersioelementin tuottamaa spektriä • Fokusoidaan rakoon • Nykyään poikkeuksetta CCD-kamera • HUOM! Kameran pikselimäärä huomioitava, optiikka optimoidaan siten, että pikselin koko vastaa haluttua resoluutiota, esim. vastaa ainakin 2 pikseliä HTTPK I, Luennot 8-9

  12. 8.2.6 Échelle-spektrometri • Hila harva ~ 50 viivaa/mm • Blaze-kulma suuri ~ 60o • Havaitaan korkeita kertalukuja m ~ 20 – 60 • => suuri dispersio ja resoluutio R ~ 10 000 – 100 000 • Eri kertaluvut erotetaan ristidispersioelementillä: Esim. prisma, grism HARPS-spektrometrin échelle-hila (ESO) HTTPK I, Luennot 8-9

  13. 8.2.6 Échelle spektrometri SOFIN (Nordic Optical Telescope) • NOT:lla • Resoluutio 30000-160000 SOFIN (R. Rekola, NOT) SOFIN layout (I. Ilyin, 2000) HTTPK I, Luennot 8-9

  14. 8.2.6 Échelle-spektri (SOFIN) HTTPK I, Luennot 8-9

  15. 8.3 Spektrometrian käyttö tähtitieteessä • Doppler-siirtymä a kohteen radiaalinopeusa • Kosmologia: Esim. maailmankaikkeuden laajeneminen • Galaksit: Galaksijoukkojen dynamiikka a pimeän aineen määrä • Tähtipopulaatiot: Tähtijoukot, tähtien ominaisliikkeet • Taivaanmekaniikka: Kaksoistähdet, eksoplaneetat • Tähtien rakenne: Tähtien pyöriminen, tähden fotosfäärien värähtelyt ja turbulenssi HTTPK I, Luennot 8-9

  16. 8.3 Spektrometrian käyttö • Spektriviivat a aineen koostumus ja tila • Tähtien spektriluokitus • Alkuainepitoisuudet • Lämpötila • Paine ja tiheys • Magneettikentät HTTPK I, Luennot 8-9

  17. 8.3.1 Spektrometriset kaksoistähdet Kaksoistähden rataliike havaitsija PP´ = apsidiviiva Ox = taivaanpallon tangenttitason T ja ratatason P leikkausviiva M = tähden paikka, määräytyy kulman u perusteella v = tähden nopeus i = radan inklinaatio HTTPK I, Luennot 8-9

  18. 8.3.1 Kaksoistähden rata • Radan ellipsin yhtälö akselin Ox suhteen on e on eksentrisyys ja a isoakselin puolikas • r:n projektio akselilla Oy ratatasossa: => projektio näköviivalla Oz: HTTPK I, Luennot 8-9

  19. 8.3.1 Kaksoistähden säteisliike • Saamme: • Kepler II: => säteisliike HTTPK I, Luennot 8-9

  20. 8.3.1 Kaksoistähden havaittu säteisnopeus • Havaittuun säteisnopeuteen vaikuttaa maan oma kierto- ja rataliike sekä auringon liike tähtijärjestelmään nähden. • Kun maan liike vähennetään saadaan: jossa V0on keskimääräinen heliosentrinen säteisnopeus HTTPK I, Luennot 8-9

  21. 8.3.2 Tähti-planeettajärjestelmät • Samaa menetelmää kuin kaksoistähdille käytetään eksoplaneettojen havaitsemiseen: • Sekä planeetta että tähti liikkuvat radoissaan yhteisen massakeskipisteen ympäri • Planeettaa ei nähdä, tähden säteisliike voidaan havaita • Ensimmäinen löytö: 51 Peg • Säteisnopeusmenetelmällä on havaittu n. 200 planeettajärjestelmää HTTPK I, Luennot 8-9

  22. 8.3.2 Eksoplaneetan massa ja rata • Oletetaan ympyrärata • Tähti: • Planeetta: • Havaitaan jaksottainen Doppler- siirtymä, jonka amplitudi on ja periodi on • => tähden radalle saamme projisoidun isoakselin puolikkaan: HTTPK I, Luennot 8-9

  23. 8.3.2 Eksoplaneetta (jatk.) • Merkitään • Kepler III: HTTPK I, Luennot 8-9

  24. 8.3.2 Eksoplaneetta (jatk.) • Tähden massa saadaan spektriluokittelusta • Havainnoista saadaan • Saamme siis alarajat massalle ja radalle: • Jossain tapauksissa i voidaan arvioida: Esim. pimennys • HUOM! Oppikirjan vanhassa painoksessa esimerkissä 10.1 (sivu 144) muutama virhe HTTPK I, Luennot 8-9

  25. 8.3.2 Eksoplaneetat (jatk.) • Tehtävä: Mitä johtopäätöksiä tähti-planeetta-järjestelmän suhteen voi vetää tästä säteisnopeus-käyrästä? HTTPK I, Luennot 8-9

  26. 8.3.2 HD 168443:n järjestelmä California and Carnegie Planet search HTTPK I, Luennot 8-9

  27. 8.3.3 Tähtien spektriluokitus • Harvardin spektriluokittelu: O, B, F, G, K, M • Yerkesin spektriluokittelu: Ia, Ib, II, III, IV, V • Spektriluokitus perustuu matalaan resoluu-tioon HTTPK I, Luennot 8-9

  28. 8.3.4 Tähtien fotosfäärit • Tähden optisen alueen absorptioviivat syntyvät fotosfäärissä • Optisen spektroskopian avulla pystytään selvittämään tähden fotosfäärin: • lämpötila • paine • magneettikentät • alkuaine- ja molekyylipitoisuudet • liikkeet, esim. pyöriminen, turbulenssi ja värähtelyt HTTPK I, Luennot 8-9

  29. 8.3.4 Procyonin spektri HTTPK I, Luennot 8-9

  30. 8.3.4 Esimerkki: Doppler-kuvaus • Pilkku (esim. matalampi lämpötila, magneetti-kenttä) vaikuttaa fotosfäärin absorptio-viivoihin • Nopeasti pyörivä tähti => spektriviiva vastaa 1-ulotteista kuvaa tähden pinnasta • Havaintosarja joka kattaa tähden pyörimisperioidin => Doppler kuva HTTPK I, Luennot 8-9

  31. 8.3.4 HD 199178:n Doppler-kuva HD 199178 HTTPK I, Luennot 8-9

  32. 8.3.5 Asteroseismologia • Tähden pinnan värähtelyt => spektriviivojen Doppler-siirtymiä • Seismologia: Aaltojen avulla voidaan tutkia tähden sisäistä rakennetta • Esim. auringosta: Rotaatiokäyrä (GONG/NAOA) HTTPK I, Luennot 8-9

  33. 8.4 CCD spektrien havaitseminen ja redusointi • Asetukset • Tarvittavat kalibroinnit • Havaintojen redusointi • Spektrometrialle tyypilliset ongelmat HTTPK I, Luennot 8-9

  34. 8.4.1 Spektrometrian asetukset • Aallonpituusalueen valinta • Resoluution valinta: • kohteen fotonikohina > lukukohina • suurempi resoluutio => pitempi valotusaika • Valotusaika  tarvittava S/N • Optimaalinen rako: • resoluutio • seeing suhteessa raon kokoon • raon asento taivaan suhteen HTTPK I, Luennot 8-9

  35. 8.4.2 Spektrometrian CCD-kalibrointi-kuvat • Bias-, dark-kuvat kuten yleensäkin CCD:llä • Flat-field erityisellä flatfield-lampulla • Aallonpituuskalibrointi, vaihtoehdot: • Vertailuspektrikuva (esim. Th-Ar –lampulla) • Vertailuspektri suoraan kohteen spektrin päälle • Atmosfäärin spektriviivat • Vuokalibrointi • Vain matalan resoluution spektreille • Standardikohteella HTTPK I, Luennot 8-9

  36. 8.4.3 Spektrometrian redusointi • Esimerkkinä CCD-échelle havainnot: • Bias ja flat-field –korjaukset • Poistetaan sironnut valo • Poistetaan kosmiset säteet • Eri kertaluvut erotetaan: 2-ulotteinen kuva => 1-ulotteiset spektrit • Aallonpituuskalibrointi • Vertailuspektrin avulla pikseliskaala a aallonpituusasteikko • Atmosfääriviivojen avulla aallonpituusasteikon korjaus • Maapallon liikkeen poistaminen a heliosentriset aallonpituudet • Kontinuumin normalisointi HTTPK I, Luennot 8-9

  37. 8.4.3 Échelle flat-field HTTPK I, Luennot 8-9

  38. 8.4.3 Th-Ar –lampun échelle-vertailuspektri HTTPK I, Luennot 8-9

  39. 8.4.3 Tähden HD199178 échelle-spektri HTTPK I, Luennot 8-9

  40. 8.4.3 Tähden HD199178 redusoidut spektrit HTTPK I, Luennot 8-9

  41. 8.4.4 Erityisongelmia • Taustataivaan spektriviivat • Ongelma jos kohde on himmeä tai • havainnot lähellä auringonlaskua tai –nousua • Aallonpituuskalibrointi voi muuttua jopa valotuksen aikana • Ongelma erityisesti • kun resoluutio korkea • valotusaika pitkä ja • spektrometri kiinni teleskoopissa (Cassegrain-fokuksessa) • Interferenssikuviot CCD-kuvassa • Vuokalibrointi epätarkka HTTPK I, Luennot 8-9

  42. 8.5 Spektropolarimetria • Spektrometria + polarimetria = spektropolarimetria • Yleensä havaitaan 2-4 Stokesin parametrin aallonpituusriippuvuus • Stokesin parametrien I, Q, U, V avulla saadaan tietoa kohteen magneettikentästä HTTPK I, Luennot 8-9

  43. 8.5.1 Magneettikentän vaikutus spektriviivaan • (a): Zeeman komponentit pitkittäisessä (vasen) ja poikittaisessa (oikea) kentässä • (b): Havaittu spektriviivaprofiili ilman magneettikenttää (…….) ja magneettikentällä (____) • (c): Polarisaatiokomponentit: Ympyrä- (vasen) ja lineaarinen polarisaatio (oikea) • (d): Havaitut Stokesin parametrit: V (vasen) ja Q, U (oikea) Landstreet, Univ. of Western Ontario, Kanada HTTPK I, Luennot 8-9

  44. 8.5.2 Spektropolarimetrian havainnot • Polarissaattori ennen rakoa, koska spektrometrin optiikka muuttaa polarisaatiota • Lineaarinen polarisaatio: Yleensä l/2 –levy • Ympyräpolarisaatio: Yleensä l/4 –levy • Käyttämällä pidempää rakoa voidaan kaksi polarisaatiokomponenttia saada samaan CCD-kuvaan HTTPK I, Luennot 8-9

  45. 8.5.3 Esimerkki: Aktiivinen tähti II Peg • II Peg:n magneettinen aktiivisuus a suuria tähtipilkkuja • Pilkuissa magneetti-kenttä tunkeutuu pinnan läpi • Tähden pyöriessä Stokesin parametrit muuttuvat riippuen pilkkujen näkyvyydestä Carroll et al. 2007 HTTPK I, Luennot 8-9

More Related