Skocz do zawartości
jolo

Widma małe i duże od astrojolo

Rekomendowane odpowiedzi

Patrząc na krzywą zmian blasku, nasunęło mi się pytanie istotne również dla mnie. Jaki zasięg wielkości gwiazdowej rejestrujesz w swoim guiderze? Pytam ponieważ mamy podobne apertury i te same sensory w kamerach guidujących.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Z polem widzenia 8x6 minut nie jest łatwo. Przy czasach 3-4s mogę guidować na gwiazdkach 12-12.5mag. Zazwyczaj dają się znaleźć, ale raz musiałem guidować na 14mag z czasami 8s. Też się udało. 

Ale to wina tej optyki guidera. Normalnie w ognisku głównym 130mm refraktora przy 5s był zasięg 15.5mag https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/10191-asi290mm/&tab=comments#comment-136317 . Tutaj jest 370% powierzchni, ale obstrukcja i mniejsza sprawność, załóżmy 3x więcej światła, czyli przy 5s powinno się sięgnąć do może 17mag. Zakładam że ten dysk Ovio odbija może połowę a może mniej światła, to już jeden mag straty. Reszta strat pewnie wynika z wad i kolimacji soczewki guidera. Jest o co powalczyć, ale nie wiem za bardzo jak :( Może spróbuję z tą soczewką z Super Plossla 17mm, może jest lepszej jakości niż achromat z aliexpress. Jakby przy czasach 3-4s dało się zejść do 14mag, to myślę, że nie byłoby już żadnego problemu z guidowaniem. 

PS - może jednak nie jest tak różowo, bo ten zasięg przy APO 130mm liczyłem chyba standardowo dla SNR=3. A PHD potrzebuje przynajmniej SNR=20 żeby guidować. 

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Raz, chodzi o to aby znaleźć gwiazdę do guidowania, ale myślę, że z tym powinno jakość pójść. Gorzej, że będę chciał ustawiać na szczelinie obiekty słabsze niż 15 mag. Podejrzewam, że trzeba to będzie robić "na ślepo", bo widział ich nie będę. Szkoda, że w PHD2 nie ma jakiegoś rozsądnego strech'owania obrazu tylko ta "kozia" gamma.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

No niestety :( Nie wyobrażam sobie żeby po omacku coś na szczelinie umieścić :) 

Szkoda że PHD w linii statusu na dole nie wyświetla na bieżąco pozycji kursora w pikselach. Gdyby tak było, to można by było takie najsłabsze cele umieszczać na szczelinie obliczając różnicę w położeniu dX i dY pomiędzy takim słabym celem i jaśniejszą, widoczną gwiazdą. A następnie stawiając w odpowiednim wyliczonym miejscu zakładkę (menu Bookmark, umieszcza się je za pomocą Ctrl + klik) i naprowadzając na tę zakładkę widoczną gwiazdę. 

Może napiszemy niezależnie do PHD prośbę o taką funkcjonalność wyświetlania bieżącej pozycji kursora myszy w pikselach w pasku na dole? Chyba każdy program do akwizycji ma taką funkcjonalność. Napiszemy że przydałaby się do zdejmowania widm słabych obiektów, a od strony programowej to nie powinien być problem.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Teraz, jolo napisał:

No niestety :( Nie wyobrażam sobie żeby po omacku coś na szczelinie umieścić :) 

Szkoda że PHD w linii statusu na dole nie wyświetla na bieżąco pozycji kursora w pikselach. Gdyby tak było, to można by było takie najsłabsze cele umieszczać na szczelinie obliczając różnicę w położeniu dX i dY pomiędzy takim słabym celem i jaśniejszą, widoczną gwiazdą. A następnie stawiając w odpowiednim wyliczonym miejscu zakładkę (menu Bookmark, umieszcza się je za pomocą Ctrl + klik) i naprowadzając na tę zakładkę widoczną gwiazdę. 

Może napiszemy niezależnie do PHD prośbę o taką funkcjonalność wyświetlania bieżącej pozycji kursora myszy w pikselach w pasku na dole? Chyba każdy program do akwizycji ma taką funkcjonalność. Napiszemy że przydałaby się do zdejmowania widm słabych obiektów, a od strony programowej to nie powinien być problem.

O tym samym pomyślałem ! Namierzyć obiekt w innym programie (zarejestrować pozycję pikseli lub różnicę do widocznych gwiazd) a później w PHD odtworzyć tę pozycję. 

OK. Piszę do nich. Przecież taka informacja w linii statusu nie jest chyba jakimś problemem.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
W dniu 16.02.2020 o 10:06, jolo napisał:

Widać wyraźnie, że widmo AX Per składa się jakby z dwóch widm. Część o mniejszej intensywności odpowiada dokładnie chłodnemu olbrzymowi klasy widmowej M. Na to widmo nakładają się silne linie emisyjne pochodzące od materii z dysku akrecyjnego - głównie wodór, hel oraz tlen w postaci linii wzbronionych.

Jestem w stanie wyobrazić sobie przeskoki elektronów na orbitach jąder atomowych generujących węższe lub szersze przerwy bądź emisje w docierającym do nas spektrum. Ale jak naukowcy wpadli na to, że jedne wynikają ze specyficznych temperatur i ciśnień panujących w koronach gwiazd a inne np. z dysków akrecyjnych opadających na te lub inne typy gwiazd, to już przerasta nawet wybujałą wyobraźnię ? Chyba, że to nie ma nic z wyobraźnią wspólnego. Chodzi tylko o właściwą metodę naukową ? Tak czy inaczej szacunek dla kolegi za chęć dzielenia się tą wiedzą!!!

  • Thanks 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Z tego co mi wiadomo, to takie dedukcje prowadzi się przez modelowanie i weryfikację. Czyli np jest zarejestrowano linię o jakimś kształcie, np podzieloną, albo przesuniętą albo niesymetryczną. I opracowuje się model, czyli np że to może być dysk, albo wybuch, albo jet, albo wielka chmura węgla. Ale taki model ma też inne konsekwencje, np inne linie w innym paśmie. I wtedy się sprawdza te efekty uboczne modelu. I jak nie pasują, to się model zmienia. I tak iteracyjnie, aż się model zgadza z obserwacjami. To nie znaczy, że jest prawidłowy. Tylko że tłumaczy dotychczasowe obserwacje. 

Dziś w szopce robiłem porządek z kablami i przy okazji zdjąłem kawałek widma Słońca dla różnej szerokości szczeliny. Na rozdzielczość spektroskopu szczelinowego wpływa wiele czynników - jakość i parametry optyki w spektroskopie, wielkość szczeliny, parametry siatki dyfrakcyjnej, również parametry kamerki. Zupełnie natomiast nie wpływa rozmiar teleskopu, ani płaskie pole widzenia, a i sama jakość optyki nie jest kluczowa. Mniejszym teleskopem możemy robić widma o dużej rozdzielczości, tylko po prostu zajmie nam to bardzo dużo czasu. 

Spektroskop LowSpec ma dysk ze szczelinami, tak że możemy sobie dobrać optymalną szczelinę do aktualnego zadania. Zazwyczaj szerokość szczeliny dobiera się tak, aby wynosiła w przybliżeniu tyle samo, co dawany przez teleskop rozmiar obrazu gwiazdy - w moim przypadku około 30um. Zmniejszając szczelinę możemy zwiększyć rozdzielczość spektroskopu, ale kosztem utraty światła. Podobnie przy obiektach rozciągłych (komety, galaktyki) możemy zwiększyć szczelinę np do 60 czy 100um - wtedy szybciej nałapiemy fotonów, ale rozdzielczość będzie mniejsza. 

Poniżej fragment widma Słońca dla ustawionej szczeliny 40um (co dało niską rozdzielczosć R=1400) oraz dla szczeliny 10um (co dało rozdzielczość R=3500, ale 75% światła jest tracone w porównaniu do szczeliny 40um).  Różnice w ilości zarejestrowanych detali są wyraźne. Np w okolicy linii 5658A trzy pasma absorpcyjne zlały się w jedno. Ciekawe jest to, że powierzchnia, którą zajmuje linia (teoretycznie) nie zależy od rozdzielczości. Przy wyższej rozdzielczości linia jest węższa, ale jest też proporcjonalnie wyższa (głębsza). 

2020-02-22-sun-slits-resolution.thumb.png.38dde3acd3f878c5b4228884021de17f.png

 

  • Like 5

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Kilka dni temu (20 lutego) postanowiłem podejść na poważnie do pomiaru prędkości radialnych. Neonówka kalibracyjna (starter Relco SC480) już dostała mały dyfuzor, cały proces przerobiłem od strony teoretycznej i wycelowałem teleskop w kierunku gwiazdy BD+37 1458, która choć jest niezbyt jasna, to wg bazy SIMBAD oddala się od nas ze sporą szybkością 242 km/s. Szybkość radialna sąsiadki HD 43094 jest już dużo mniejsza, bo tylko 38 km/s. Poniżej podgląd pola z wizjera elektronicznego: ED72, IMX224, 30x15s - to skraj Drogi Mlecznej w konstelacji Woźnicy:

fieldofview.thumb.jpg.50b90b636c4583192930bdb4ef4cba0b.jpg

Tak prezentują się widma obu gwiazd. Czerwone pionowe linie oznaczają punkty kalibracyjne linii emisyjnych z neonówki SC480. Widać wyraźnie, że np linia wodoru w obu widmach (głęboki pik, drugi od prawej krawędzi) jest nieco przesunięty w obu widmach. To właśnie wynik efektu Dopplera. Natomiast pierwsza głęboka linia absorpcyjna z prawej jest na obu widmach w tym samym położeniu - bo pochodzi ona z naszej atmosfery, a nie z widma gwiazd :) A więc trzeba uważać. 

vrad-shot-spectra.thumb.png.027f6c0d5466bbb199b4f190e4818aa0.png

Po powiększeniu w okolicach linii H alfa można dokładnie zmierzyć jej położenie przy użyciu narzędzi dostępnych w oprogramowaniu (w tym przypadku BASSProject software). Dla obu widm wykonałem po kilka pomiarów i uśredniłem je:

vrad-shot.thumb.png.f904b80a90e1b8e63152f57334ca8875.png

Szary wykres to linie widmowe z neonówki Relco SC480. Zielony wykres to widmo gwiazdy BD+37 1458 (tej szybszej, a więc bardziej przesuniętej ku czerwieni), a czerwone to widmo gwiazdy HD 43094. Po zmierzeniu przesunięcia linii wodoru obliczone zostało przesunięcie, a następnie przeliczone na szybkość w km/s. Do tej wartości dodałem poprawkę na szybkość ruchu Ziemi po orbicie, bo szybkości radialne zazwyczaj podaje się w stosunku do Słońca, a nie Ziemi. A wyniki poniżej:

vrad-excel.png.9eb209518e1f1988c65cbac43658ea65.png

Wg bazy SIMBAD szybkość pierwszej z nich to 242, a drugiej 38 km/s. Błąd jest dość wyraźny, ale też takiego się spodziewałem dla widma o tak stosunkowo niewielkiej rozdzielczości. Dla zakresu czerwonego z siatką 600 l/mm i przy szczelinie 30um zmierzona rozdzielczość to R=1600, czyli około 0.4nm. Zakładając, że przy dobrym stosunku SNR uda się wyznaczyć położenie linii z dokładnością do 1/10 R, czyli 0.04nm, to takie przesunięcie odpowiada szybkości około 20 km/s. A tutaj błędy mamy dwa, bo również pomiar długości linii kalibracyjnych jest obarczony błędem - i one się sumują. Jestem więc zadowolony z tego, że się udało, ale do dokładniejszych pomiarów trzeba mieć większą rozdzielczość (gęstsza siatka), dobry SNR i trzeba być uważnym :) 

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=hd43094
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=BD%2B37+1458

  • Like 7

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Zainteresowała mnie ta kwestia poprawki na szybkość ruchu Ziemi po orbicie. Jak ją określiłeś ? Czy musi być jakoś określony wektor składowy tego ruchu zgodny z wektorem kierunku obserwacji obiektu ?

Piszesz, że błąd jest dość wyraźny, ale te 10-15% wygląda mi na bardzo dobry wynik przy tej rozdzielczości. To, że względnie większy jest przy mniejszej prędkości radialnej jest zrozumiałe, ale daj spokój, to jest zaledwie prędkość 38 km/s !!! Super.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Dzięki! Tak myślę, że właśnie przy dobrym SNR błąd 1/10 R jest realny do osiągnięcia, jak się uważnie prowadzi cały proces. Richard Walker w książce Practical Aspects of Astronomical Spectroscopy sprawdzał spektroskop DADOS z siatką 900 l/mm w wyznaczaniu prędkości radialnej. DADOS z siatką 900 ma w zakresie czerwonym R~5000, a uzyskane przez niego wyniki obarczone były błędem 4-5 km/s i to by się zgadzało z moimi gdybaniami. To czego mi brakuje to określenie błędu systematycznego. Ale to już z siatką 1800 będę sięgał tak daleko.

Co do poprawki na ruch Ziemi to w BASSProject jest w menu Tools narzędzie do tego. Wpisuje się współrzędne obiektu, czas obserwacji i położenie obserwatora i obliczana jest poprawka uwzględniająca ruch Ziemi po orbicie, ale także ruch obrotowy Ziemi:

2020-02-23_194323.png.29f025ba27ce8241bdba9a50b87f4684.png

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
28 minut temu, jolo napisał:

Co do poprawki na ruch Ziemi to w BASSProject jest w menu Tools narzędzie do tego. Wpisuje się współrzędne obiektu, czas obserwacji i położenie obserwatora i obliczana jest poprawka uwzględniająca ruch Ziemi po orbicie, ale także ruch obrotowy Ziemi:

Powinienem się domyślić, że jest to parametr, który musi być gdzieś liczony przez soft, ale nie pomyślałem o BASS (inna rzecz, że nie miałem jeszcze okazji zbyt wiele na nim popracować). Ten program to jednak mocne narzędzie.
Powodzenia z siatką 1800. Aż się boję myśleć jakie prędkości będziesz w stanie mierzyć przy jej pomocy :)

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
W dniu 23.02.2020 o 20:28, Esku1RES napisał:

Powodzenia z siatką 1800. Aż się boję myśleć jakie prędkości będziesz w stanie mierzyć przy jej pomocy :)

Dzięki! Jeszcze musi trochę poczekać na zamontowanie, może przy okazji następnej sesji. Tymczasem dziś niebo się przeczyściło na kilka godzin po południu i na szczęście po zachodzie Słońca jeszcze trochę pogody zostało. Na tapetę powędrowało kilka kolejnych celów z listy, między innymi młode gwiazdy (ang. YSO - Young Stellar Object) w gromadzie Melotte 15. Na obróbkę danych przyjdzie czas, a póki co kilka zdjęć z sesji i z szopki :)

lowspec-acf10-01.thumb.jpg.38c1a964ea9f33d230b2f12524059a9b.jpg lowspec-acf10-02.thumb.jpg.9d1effcef14205275c77d95fa7628911.jpg lowspec-acf10-03.thumb.jpg.4d9d73802efce5b9a86f9904b0e3f5f3.jpg

lowspec-acf10-04.thumb.jpg.581edd228db9e39859e682297b75f138.jpg lowspec-acf10-05.thumb.jpg.7587f6c226bdb7583d604269bae7fefa.jpg lowspec-acf10-06.thumb.jpg.812f5ea67623f867f90c1d5a69f8c2ae.jpg

Na barana umieszczony jest refraktor 72mm, który z kamerką Altair Astro IMX224 pracuje jako elektroniczny wizjer. Można nim też fotografować obiekty, których widmo się rejestruje. Do głównego teleskopu zamocowany jest spektroskop LowSpec, a do niego QHY163M jako kamerka główna oraz ASI290MM jako guider. Plątanina kabli jest jako tako ogarnięta, a do zestawu idą dwa kable - zasilanie 12V oraz 5m kabel USB3,0. 7 portowy hub Unitek UBS3.0 zasilany 12V rozdziela sygnał pomiędzy trzy kamerki, montaż, AstroLink oraz sterownik spektroskopu. 

2020-03-02-999_6.thumb.JPG.016ae227c5ef2620b250c3336336ca3c.JPG

Materiał zbierany jest w Maximie, który nie po raz pierwszy i na pewno nie ostatni pozytywnie zaskoczył, ponieważ jego Graph window doskonale służy do podglądu surowej klatki z widmem.

 

  • Like 9

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Przy wieczornej kawce postanowiłem opracować kilka z widm zebranych podczas wczorajszej, krótkiej sesji. Na warsztat wziąłem trzy obiekty YSO (Young Stellar Object) - czyli młode gwiazdy. Wszystkie one są częścią gromady Melotte 15 (to ta w mgławicy Serce). No i przy okazji okazało się (to znaczy wyczytałem, a nie odkryłem :) ) , że jedna z tych nich to HD15558 - olbrzym typu widmowego O4.5 o temperaturze powierzchniowej 46800 stopni. Jest to najbardziej masywna zbadana gwiazda znajdująca się w naszej Galaktyce. Jej masa jest aż 152 razy większa od masy Słońca, a moc promieniowania jest 660 000 razy większa niż Słońca. Wchodzi ona w skład układu wielokrotnego - stąd było możliwe tak dokładne określenie masy. 

2020-03-02-Mel15-annotated.thumb.jpg.3279ff803909ac56e53fac37761b2cff.jpg

Gromada Melotte 15 w mgławicy Serce. Evostar 72, IMX224, 80x15s

Na zdjęciu powyżej zaznaczyłem gwiazdy, których widma przedstawione są poniżej. Oprócz HD15558 mamy jeszcze gwiazdę nieco późniejszego typu O7 oraz gwiazdę typu A1. Porównując widma można zauważyć, jak płynnie zmieniają się charakterystyczne cechy gwiazd. Podtyp widmowy w obrębie typu O określany jest przez stosunek intensywności linii He II do He I - głównie 4471A do 4542A. W widmie gwiazd O można wyróżnić pasma absorpcyjne pochodzące nie tylko od samych gwiazd, ale od materii międzygwiazdowej - przy długościach fali 4430A i 5780A.  Widać też wyraźnie, jak szerokie są linie wodoru w gwiazdach typu A w porównaniu do gwiazd typu O.  W gwiazdach typu A brakuje zupełnie linii helu - temperatura jest już za niska.  Wiek gwiazd w gromadzie Melotte 15 ocenia się na 1.5 miliona lat.

2020-03-02-Mel15.thumb.png.93cc20f0d3af2b6d75f35dba80815b99.png

Widma trzech wybranych młodych gwiazd z gromady Melotte 15

Ciężko mi sobie wyobrazić obiekt, który świeci pół miliona razy jaśniej niż Słońce. A są jeszcze jaśniejsze gwiazdy, dużo jaśniejsze https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_most_luminous_stars

  • Like 9

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Podczas ostatniej sesji chciałem między innymi zarejestrować widmo mało znanej gwiazdy, dla której mógłbym sam wyznaczyć typ widmowy - pobawić się w detektywa. Na celownik poszła gwiazda TYC 3469-342-1, w pobliżu której akurat rejestrowałem inny obiekt. W bazie SIMBAD nie wyszczególniono dla niej żadnego typu widmowego http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=TYC+3469-342-1 . 

Poniżej zarejestrowane i skalibrowane widmo gwiazdy TYC 3469-342-1 (kolor zielony). Ilość linii absorpcyjnych w widmie tej gwiazdy oraz ich rozkład wskazuje od razu na chłodną gwiazdę typu K, ewentualnie późnego typu G, czyli obiekt chłodniejszy od naszego Słońca, choć niekoniecznie mniejszy. Następnie w ruch poszedł podręcznik do klasyfikacji gwiazd. Niestety okazało się, że nie do końca się wstrzeliłem w opisy z podręcznika, które głównie bazują na zakresie fal od 3800 do 5600A, ale przynajmniej częściowo można było popróbować. Wg podręcznika podtyp widmowy gwiazd typu K (czyli cyfra arabska w oznaczeniu typu widmowego) można określić na podstawie wyglądu i wielkości linii H beta, linii MgH przy 4780A, oraz pociemnienia w zakresie 4900-5200A. Po krótkiej analizie wyszło mi, że badana gwiazda jest typu K5. 

Do określenia pozostała jeszcze klasa jasności - czy to karzeł, olbrzym, a może coś większego. Na wykresie poniżej oprócz widma badanej gwiazdy (kolor zielony) pokazane jest jeszcze widmo referencyjne gwiazdy K5 V (karła - kolor niebieski) oraz K5 III (olbrzyma - kolor fioletowy). Na pierwszy rzut oka są one wszystkie takie same, ale diabeł tkwi w szczegółach :) W przypadku gwiazd K5 klasę jasności można określić na podstawie wyglądu ponownie linii MgH przy 4870A, ale lepiej ją widać na podstawie stosunku linii przy 5250 oraz 5269A. Możecie sprawdzić na wykresach, że linia 5250A dla karła (niebieski) jest płytka, natomiast dla olbrzyma (fioletowy) wyraźnie głębsza. Podobnie wygląda dla badanej gwiazdy TYC 3496-342-1, dlatego też uznałem, że jest to olbrzym (klasa III) , albo nawet jasny olbrzym (klasa II). A więc pełne oznaczenie typu widmowego tej gwiazdy to K5 III

W bazie SIMBAD znalazłem wyznaczoną odległość do tej gwiazdy na podstawie pomiaru paralaksy - 915pc. Jasność absolutna olbrzymów typu K to około 0 mag. Zakładając brak ekstynkcji jasność obserwowana powinna wynosić:

m = M - 5 * (1 - log10( odległość  ))

czyli około 10mag. I tyle też ona wynosi w zakresie V - 9.22mag. Przy takiej odległości jednak zapewne jakaś ekstynkcja po drodze nastąpiła, więc jasność absolutna gwiazdy może być nieco większa, czyli może to też być jasny olbrzym.  

Takie to cuda widać w kodzie paskowym gwiazd :) 

2020-03-04-TYC-3469-342-1.thumb.png.5f0007e9c162fd338a4bad5419c5a00f.png

  • Like 8
  • Thanks 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
1 godzinę temu, jolo napisał:

Podczas ostatniej sesji chciałem między innymi zarejestrować widmo mało znanej gwiazdy, dla której mógłbym sam wyznaczyć typ widmowy - pobawić się w detektywa.

O właśnie !! To jest taki rodzaj obserwacji spektroskopowych, który mi osobiście wydaje się najbardziej interesujący. Zastanawiam się nad wspomaganiem software'owym takich analiz. Przy supernowych mamy GELATO oraz SNID od Stephane Blondina. Mam nadzieję, że pogoda się w końcu u mnie zlituje i uda mi się wreszcie wykonać pełne obserwacje SN i przedstawię działanie tych programów (najpierw GELATO, dopiero później SNID, który wymaga środowiska Linux). W przypadku "normalnych" gwiazd pewnie również istnieje coś podobnego, albo przynajmniej taki mechanizm jak przestawił Tom Field w tym filmie dotyczącym pewnych opcji w swoim RSpec'u:

https://www.rspec-astro.com/videos/NewFeatures4/NewFeatures4.mp4

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

A to kolejny przypadek do identyfikacji - gwiazda TYC 1310-343-1 w bazie SIMBAD nie ma przypisanego typu widmowego http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=TYC+1310-343-1 . Jej jasność to około 10mag, położona w Byku, coś w sam raz do przebadania. Tak wygląda jej widmo - sumaryczny czas naświetlania 54 minuty:

TYC-1310-343-1.thumb.png.f5443b8155293d77f283a155032a10d2.png

Wycięty jest zakres w okolicy fioletu i niebieskiego, do którego mam atlas klasyfikacyjny A Digital Spectral Classification Atlas autorstwa R. O. Gray. Na pierwszy rzut oka można ocenić, że to gwiazda typu B albo A. Dokładniejszą ocenę podtypu umożliwił poniższy arkusz:

TYC-1310-343-1-ref1.png.a7a4aef59338da4b9758320a63a94807.png

Linia wapnia 3937A jest słabo zaznaczona, ale obecna jest jeszcze słaba linia He I 4026A oraz bardzo słaba linia He I 4387A. Linii 4471A prawie że nie ma,, a więc wszystko wskazuje na to, że jest to gwiazda typu B9. Do oceny pozostaje jeszcze klasa jasności. Dla klasy A0 (jedno oczko niżej) mamy taką ściągę:

TYC-1310-343-1-ref2.png.22b856de1b4829b7177bd9ca5ef1dcf3.png

Widać, że dla olbrzymów ( klasa III ) i nadolbrzymów ( klasa I ) szerokość linii wodoru maleje - i jest to główny wyznacznik klasy jasności gwiazd tego typu. Tak więc na moje oko badana gwiazda to gwiazda ciągu głównego ( klasa V ) - czyli ostatecznie typ widmowy gwiazdy TYC 1310-343-1 to B9V

I jeszcze fotka bohaterki z szukacza:

823275255_TYC1310-343-1.thumb.jpg.0a5d1b25a3fcdf4695167d1933ff6dae.jpg

  • Like 7

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Wczoraj w końcu udało mi się zainstalować w spektroskopie LowSpec siatkę o gęstości 1800 l/mm. Musiałem dodrukować nieco zmienione mocowanie, żeby moja automatyka silniczkowa dała radę z przestawianiem siatki w całym zakresie wizualnym. Siatka 1800 l/mm ma trzy razy większą dyspersję, niż siatka 600 l/mm, którą posiadałem do tej pory. Oznacza to, że ten sam fragment widma jest teraz trzy razy większy - co daje większą rozdzielczość. Ale także słabszy, co z kolei wymaga operowania na jaśniejszych obiektach, albo wydłużenia czasu naświetlania. Dzisiaj przyszedł czas na pierwsze testy w świetle dziennym, czyli oglądamy widmo Słońca. Po kawałku, bo to już spora rozdzielczość.

2020-03-17-SUN-resolution.thumb.png.52fef45531425ff6f7c5af2adcf7c497.png

Powyżej fragment widma Słońca wokół dubletu linii Na przy 589nm. Dwa dolne widma otrzymano z użyciem siatki 600 l/mm przy różnych szczelinach. Dwa górne przy siatce 1800 l/mm i szczelinach 10 i 20um. Zmniejszenie szczeliny pozwala w pewnym stopniu zwiększyć rozdzielczość, ale odbywa się to kosztem oczywiście mniejszej ilości światła. Różnica w rozdzielczości jest ogromna - a to wszystko widma uzyskane za pomocą tego samego urządzenia, a wymieniono jedynie siatkę dyfrakcyjną. 

Następny fragment to fragment widma wokół trypletu Mg. Po pierwszym świetle spektroskopu byłem zachwycony faktem, że tryplet Mg udało się rozdzielić (dolny wykres). Teraz udało się go rozdzielić jakby bardziej :)

2020-03-17-SUN-Mg-resolution.thumb.png.31a0f1455b71aa6b3fc76f81c0f196bb.png

I jeszcze fragment widma Słonka wokół linii Ha. Tylko z siatki 1800 l/mm przy szczelinie 10 i 20um. Różnice w rozdzielczości są subtelne. Większość linii po bokach Ha to linie pochodzące z naszej atmosfery od wody oraz tlenu.

2020-03-17-SUN-Ha.thumb.png.d014a24df9efb2f32da53780839e3203.png

Czas na nocne próby, na pierwszy ogień z nową siatką pójdą chyba Plejady :) 

  • Like 5

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Rzeczywiście różnica jest uderzająca !! Czy to jest ta siatka holograficzna ? Cóż 1800 l/mm - no to teraz posypią się jak z rękawa pomiary prędkości radialnych z Twoich obserwacji :) 
Łukasz, gdybyś chciał się kiedyś pozbyć 600-ki to byłbym zainteresowany. Po udanych testach SN-Spec'a zdecydowałem, że LowSpec pójdzie do wyższych rozdzielczości, do nieco jaśniejszych obiektów - np. do gw. nowych.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Tak, to siatka holograficzna. Różnica w rozdzielczości jest mocna, ale wymagania co do światła też mocne. Dziś przez lekkie chmurki zdjąłem widma kilku gwiazd, i już przy Elektrze (4mag) okazało się, że 10 minut to za mało, żeby mieć dobry SNR - taki "pokazowy" :)

Poniżej Aldebaran, temu to starczyło 2 minuty. I dla porównania stare widmo z siatki 600 lpmm. Widać jak grube doły z siatki 600 rozpadają się na wąskie szczeliny przy siatce 1800. A to dopiero rozdzielczość około 10000, która uważana jest za co najwyżej średnią. Ale do większych rozdzielczości według mnie zdecydowanie trzeba większych luster. Amatorskie apertury 10-15 cali przy większej rozdzielczości dałyby dostęp do garstki najjaśniejszych obiektów, tak do 4, góra 5mag. Choć z drugiej strony jest sporo spektroskopowo ciekawych gwiazd w takim zbiorze.

2020-03-17-Aldebaran-6562.thumb.png.755ec4b637b291e18e0e2e7d04da2449.png

3 godziny temu, Esku1RES napisał:

Łukasz, gdybyś chciał się kiedyś pozbyć 600-ki to byłbym zainteresowany. Po udanych testach SN-Spec'a zdecydowałem, że LowSpec pójdzie do wyższych rozdzielczości, do nieco jaśniejszych obiektów - np. do gw. nowych.

Będę pamiętał, ale na razie muszę zdecydować w którą stronę pójść :) Bo wszystkiego się na raz nie da robić, a w sumie nawet dwie różne rzeczy jednocześnie ciężko uprawiać. 

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Kilka dni temu zdjąłem widma gwiazd Wielkiego Wozu. Jak powszechnie wiadomo WW to asteryzm, czyli układ gwiazd zwykle nie powiązanych ze sobą fizycznie, a czasami należących do różnych konstelacji. W przypadku Wielkiego Wozu nie do końca tak jest, ponieważ większość gwiazd tego asteryzmu miała wspólny początek. Tak wyglądają ich widma:

2020-03-13-UMa-spectra-bars.thumb.png.ee3d38921fc070ecfcfc8517799098dc.png

2020-03-13-UMa-spectra-rectified.thumb.png.0db2326b8504680a2601bd11fbbfbff0.png

Widma sześciu gwiazd są bardzo podobne, natomiast Dubhe jest tutaj wyraźnym odmieńcem - to olbrzym typu widmowego G9. Jak się przyjrzymy dokładniej pozostałej szóstce, to może zauważymy (widać to lepiej na kolorowych paskach), że Alkaid również nieco odstaje od pozostałych. Jego linia H beta jest nieco węższa, nie zawiera praktycznie w ogóle drobnych pasm metali, ale za to kilka wyraźniej zarysowanych pasm absorpcyjnych helu. I faktycznie - Alkaid jest gorącą gwiazdą typu widmowego B3, natomiast pozostała piątka to nieco chłodniejsze gwiazdy typu A.

I nie do końca jest to przypadek, że są one zgromadzone na niebie po sąsiedzku. Te pięć gwiazd to najjaśniejsze obiekty gromady Collinder 285 - jednej z najbliżej położonych gromad gwiazd. Zwana jest również Strumieniem Wielkiej Niedźwiedzicy, albo po angielsku Ursa Major Moving Group/Cluster. Należy do niej jeszcze kilka słabszych gwiazd w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy, oraz jedna gwiazd z Psów Gończych:

Collinder285.png.778dffcd75d0d2525948cd83d649d218.png

Żródło: https://en.wikipedia.org/wiki/Ursa_Major_Moving_Group 

Uważa się, że gwiazdy tej gromady powstały w jednym miejscu i czasie - około 300 milionów lat temu. Poruszają się w podobnych kierunkach, a ich skład chemiczny jest również podobny - co widać na widmach. Oprócz gwiazd wyszczególnionych w tabelce (które tworzą rdzeń gromady) do grupy należy jeszcze spora ilość innych gwiazd położonych od Cefeusza aż do Trójkąta Południowego - ich listę znajdziecie na stronie https://en.wikipedia.org/wiki/Ursa_Major_Moving_Group .  Układ Słoneczny położony jest na skraju tej grupy, ale nie jest jej członkiem, ponieważ jest 15 razy starszy. 

Poniżej jeszcze raz widma gwiazd Wielkiego Wozu, tym razem bez usuniętego kontinuum:

2020-03-13-UMa-spectra-response.thumb.png.eaec49d0a0e12d54e777161d9c75fa32.png

Na zdjęciu poniżej zaznaczyłem gwiazdy stanowiące rdzeń gromady Collinder 285:

collinder285.thumb.jpg.568cf85052783cbd4b792fea215dfdcc.jpg

Autor zdjęcia: Niclas Lundin, serwis:  Unsplash

  • Like 3

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Po wymianie siatki na 1800 lpmm postanowiłem sprawdzić, czy przy lepszej rozdzielczości uda się dokładniej zmierzyć szybkości radialne. Zebrałem widma okolic linii Ha dla trzech gwiazd. Ale tym razem nie kalibrowałem ich światłem neonówki, ale użyłem linii atmosferycznych (ang telluric), które przy takiej rozdzielczości są już wyraźnie widoczne.  Występują one przy ściśle określonych długościach fali, a ponieważ ich źródłem jest nasza atmosfera, więc efekt Dopplera ich nie dotyczy - mogą służyć jako linie odniesienia.

Poniżej skalibrowane widma trzech gwiazd - to wąskie wycinki okolicy linii wodoru alfa:

RadVel.thumb.jpg.bbe1f00e4318706e15b495322b3b1bc0.jpg

Następnie jak ostatnio wykonałem kilka pomiarów długości fali H alfa, określiłem przesunięcie ku czerwieni, przeliczyłem na szybkość w km/s i dodałem poprawkę na ruch obrotowy i orbitalny Ziemi. Wyniki poniżej - na zielono moje pomiary, na niebiesko wartości katalogowe i na czerwono błąd:

RadVel.png.155617ec9186ca830e69509c23375c69.png

Spodziewałem się błędu wyraźnie poniżej 10km/s, ale wyszło nie do końca z oczekiwaniami. Przy rozdzielczości R~6000 miałem nadzieję na błąd w okolicy 1/10 R, czyli około 5 km/s. Problem jest taki, że linie H alfa w badanych gwiazdach są poszerzone i podejrzewam, że głównym źródłem błędu jest błąd określenia położenia środka takiej linii - jeśli w dodatku jest niesymetryczna. Ale wykonam jeszcze kilka testowych pomiarów i wtedy będę wyciągał wnioski. 

Poniżej przykładowo okolice linii H alfa dla Capelli - widać jak szeroka jest ta linia i niesymetryczna, a jak ładnie zarysowane są pozostałe linie (głównie atmosferyczne, służące jako odniesienie)

Capella-barsl.png.fcbb6c198989ad5e70266409d7866180.png

  • Like 3

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Godzinę temu, jolo napisał:

Problem jest taki, że linie H alfa w badanych gwiazdach są poszerzone i podejrzewam, że głównym źródłem błędu jest błąd określenia położenia środka takiej linii - jeśli w dodatku jest niesymetryczna. Ale wykonam jeszcze kilka testowych pomiarów i wtedy będę wyciągał wnioski.

Czy to będą pomiary przesunięć innych linii niż Ha?

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Napisano (edytowane)
Godzinę temu, jolo napisał:

Spodziewałem się błędu wyraźnie poniżej 10km/s, ale wyszło nie do końca z oczekiwaniami. Przy rozdzielczości R~6000 miałem nadzieję na błąd w okolicy 1/10 R, czyli około 5 km/s. Problem jest taki, że linie H alfa w badanych gwiazdach są poszerzone i podejrzewam, że głównym źródłem błędu jest błąd określenia położenia środka takiej linii - jeśli w dodatku jest niesymetryczna. Ale wykonam jeszcze kilka testowych pomiarów i wtedy będę wyciągał wnioski. 

Łukasz, czy dobrze rozumiem, że określasz ten punkt na podstawie wyznaczenia maksimum (albo minimum, dla absorpcyjnych) lokalnego, a to może czasem nie wypadać w środku linii, tak ?

Edytowane przez Esku1RES

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Godzinę temu, pavelm napisał:

Czy to będą pomiary przesunięć innych linii niż Ha?

No właśnie się zastanawiam, bo z jednej strony inne linie mogą być węższe, ale z kolei przy Ha są linie atmosferyczne, które mogą służyć do kalibracji i jest to wygodne i dokładne. A tak, to będę musiał neonówką kalibrować. Być może zrobię tak i tak i porównam. 

47 minut temu, Esku1RES napisał:

Łukasz, czy dobrze rozumiem, że określasz ten punkt na podstawie wyznaczenia maksimum (albo minimum, dla absorpcyjnych) lokalnego, a to może czasem nie wypadać w środku linii, tak ?

Jeśli jest niesymetryczna, to może być to wyznaczone niedokładnie. Ale taka niesymetryczność to wynika tutaj raczej z połączenia tej linii z jakąś inną (możliwe że z jakąś atmosferyczną). Sama linia Ha raczej jest symetryczna. Najlepiej by było na jakiś wąskich liniach metali jednak chyba to wyznaczać. 

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Kilka ostatnich pogodnych nocek pozwoliło na kolejne zabawy ze spektroskopem, a wśród obiektów znalazł się jeden układ spektroskopowo podwójny. To gwiazda zmienna zaćmieniowa β Aur - Menkalinan. Układ ten oddalony jest od nas o 81 lat świetlnych, a w jego skład wchodzą dwa prawie jednakowe podolbrzymy typu widmowego A1m. To małe m oznacza, że w widmie występują linie metali. Każdy ze składników tego układu jest około 2.8 raza większy od Słońca, 2.4 raza bardziej masywny i emituje 48 razy więcej energii. Okrążają się w odległości około 10 milionów kilometrów w czasie 47.5 godziny. 

Poniżej widmo tego układu zarejestrowane w ciągu czterech kolejnych nocy. Dół po prawej stronie widma to linia wodoru alfa. Jej kształt zmienia się w czasie - ma ona dwa minima. "Rozdwojenie" tej linii wodoru (a także linii krzemu i żelaza zaznaczony po lewej stronie widma) jest wynikiem efektu Dopplera. Składnik układu poruszający się w naszą stronę emituje linię Ha przesuniętą nieco w stronę barwy niebieskiej. A poruszający się w przeciwną stronę emituje linie przesunięte nieco w stronę większych długości fali.

2020-04-05-Menkalinan-betAur.png

2020-04-05-Menkalinan-betAur-inset.png

Na podstawie różnicy długości fali w takiej "rozdwojonej" linii możemy policzyć tę różnicę szybkości obu składników. A znając fazę zaćmienia (na przykład z pomiarów fotometrycznych) możemy wyliczyć maksymalną różnicę szybkości składników układu.

image.png.bd7b1b8d47a08186d62a5f823ed450cf.png

Średnia z czterech pomiarów wyniosła 215.5 km/s, w publikacjach podaje się wartość 219km/s, a więc całkiem blisko. Oprócz "rozdwojonych" linii absorpcyjnych w widmie mamy też linie pojedyncze. Są to linie mające swoje źródło w atmosferze Ziemi. Mierząc ich położenie możemy dokonać dokładnej kalibracji widma i obliczyć przesunięcie linii Ha i następnie szybkość radialną układu, czyli szybkość z jaką porusza się względem nas. "Względem nas" oznacza w tym przypadku względem Słońca :) 

Menkalinan-vrad.png

Uśrednione kilka pomiarów dało wynik 6563.08 A, co odpowiada szybkości 10.5km/s. Po skorygowaniu o ruch obrotowy i orbitalny Ziemi prędkość radialna układu wyniosła -16 km/s, co jest bardzo blisko wartości podanej np w bazie SIMBAD równej -15.75 km/s. 

  • Like 6

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Napisano (edytowane)

Nie do końca rozumiem do czego potrzebna jest faza zaćmienia?  Liczysz przecież różnice w długości fali.

Edytowane przez pavelm

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Tak, na podstawie różnicy długości fali z efektu Dopplera można obliczyć różnicę szybkości. Tylko jest to szybkość radialna, czyli w linii obserwator - obiekt. To jedna ze składowych całkowitej szybkości. Składniki układu podwójnego krążą wokół wspólnego środka masy i kierunek ich ruchu nieustannie zmienia się. Dlatego żeby wyznaczyć największą różnicę prędkości, trzeba oprócz prędkości radialnej znać chwilowy kierunek ruchu. A ten zależy od położenia na orbicie, a położenie zależy od aktualnej fazy zaćmienia. 

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Join the conversation

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

Gość
Dodaj odpowiedź do tematu...

×   Wklejono zawartość z formatowaniem.   Usuń formatowanie

  Maksymalnie dozwolone są tylko 75 emotikony.

×   Odnośnik został automatycznie osadzony.   Przywróć wyświetlanie jako odnośnik

×   Przywrócono poprzednią zawartość.   Wyczyść edytor

×   Nie możesz bezpośrednio wkleić grafiki. Dodaj lub załącz grafiki z adresu URL.


  • Przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników, przeglądających tę stronę.

×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy pliki cookies w Twoim systemie by zwęszyć funkcjonalność strony. Możesz przeczytać i zmienić ustawienia ciasteczek , lub możesz kontynuować, jeśli uznajesz stan obecny za satysfakcjonujący.

© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2019)