1 / 46

9. Spektrometria

9. Spektrometria. Havaitsevan tähtitieteen luennot 25.3. ja 8.4. 2010 Thomas Hackman. 9. Spektrometria. Sisältö: Peruskäsitteet Spektrometrin rakenne Spektrometrian käyttö Havainnot ja redusointi Spektropolarimetria. 9. Spektrometria - yleistä.

marin
Download Presentation

9. 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. 9. Spektrometria Havaitsevan tähtitieteen luennot 25.3. ja 8.4. 2010 Thomas Hackman HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  2. 9. Spektrometria • Sisältö: • Peruskäsitteet • Spektrometrin rakenne • Spektrometrian käyttö • Havainnot ja redusointi • Spektropolarimetria HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  3. 9. Spektrometria - yleistä • Mitataan kohteen vuontiheyden aallon-pituusjakauma Fl • 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  4. 9.1. 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  5. 9.1. 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  6. 9.2 Spektrometrin rakenne • Rako • Kollimaattori • Dispersio- elementti: • Hila • Prisma • Grism, ym. • Kamera HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  7. 9.2.1 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  8. 9.2.2 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  9. 9.2.3 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  10. 9.2.3 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  11. 9.2.4 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  12. 9.2.5 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  13. 9.2.6 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  14. 9.2.6 Échelle spektrometri SOFIN (Nordic Optical Telescope) • NOT:lla • Resoluutio 30000-160000 SOFIN (R. Rekola, NOT) SOFIN layout (I. Ilyin, 2000) HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  15. 9.2.6 Échelle-spektri (SOFIN) HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  16. 9.3 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  17. 9.3 Spektrometrian käyttö • Spektriviivat a aineen koostumus ja tila • Tähtien spektriluokitus • Alkuainepitoisuudet • Lämpötila • Paine ja tiheys • Magneettikentät HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  18. 9.3.1 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  19. 9.3.1 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  20. 9.3.1 Kaksoistähden säteisliike • Saamme: • Kepler II: => säteisliike HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  21. 9.3.1 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  22. 9.3.2 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. 400 planeettaa HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  23. 9.3.2 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  24. 9.3.2 Eksoplaneetta (jatk.) • Merkitään • Kepler III: HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  25. 9.3.2 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  26. 9.3.2 Eksoplaneetat (jatk.) • Tehtävä: Mitä johtopäätöksiä tähti-planeetta-järjestelmän suhteen voi vetää tästä säteisnopeus-käyrästä? HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  27. 9.3.2 HD 168443:n järjestelmä California and Carnegie Planet search HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  28. 9.3.3 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  29. 9.3.4 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  30. 9.3.4 Procyonin spektri HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  31. 9.3.4 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  32. 9.3.4 HD 199178:n Doppler-kuva HD 199178 HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  33. 9.3.5 Asteroseismologia • Tähden pinnan värähtelyt => spektriviivojen Doppler-siirtymiä • Seismologia: Aaltojen avulla voidaan tutkia tähden sisäistä rakennetta • Esim. auringosta: Rotaatiokäyrä (GONG/NAOA) HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  34. 9.4 CCD spektrien havaitseminen ja redusointi • Asetukset • Tarvittavat kalibroinnit • Havaintojen redusointi • Spektrometrialle tyypilliset ongelmat HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  35. 9.4.1 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  36. 9.4.2 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  37. 9.4.3 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 pikseliskaalaa aallonpituusasteikko • Atmosfääriviivojen avulla aallonpituusasteikon korjaus • Maapallon liikkeen poistaminen a heliosentriset aallonpituudet • Kontinuumin normalisointi HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  38. 9.4.3 Échelle flat-field HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  39. 9.4.3 Th-Ar –lampun échelle-vertailuspektri HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  40. 9.4.3 Tähden HD199178 échelle-spektri HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  41. 9.4.3 Tähden HD199178 redusoidut spektrit HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  42. 9.4.4 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  43. 9.5 Spektropolarimetria • Spektrometria + polarimetria = spektropolarimetria • Yleensä havaitaan 2-4 Stokesin parametrin aallonpituusriippuvuus • Stokesin parametrien I, Q, U, V avulla saadaan tietoa kohteen magneettikentästä HTTPK I kevät 2010, Luennot 9-10

  44. 9.5.1 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  45. 9.5.2 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 kevät 2010, Luennot 9-10

  46. 9.5.3 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 kevät 2010, Luennot 9-10

More Related