Gimnazija Šentvid

 

RAZISKOVALNA NALOGA

Spektrometrija zvezd (povzetek)


Avtor: Matija Kastelic
Mentor: Zorko Vičar



 Star Spectrometry
 15th EU Contest for Young Scientists
Presentation in ppt 
 

 
Ljubljana, april 2002
 

 
Vsebina

KAJ JE SPEKTROMETER IN KAKO DELUJE.

UPORABA SPEKTROMETRIJE NA DRUGIH PODROČJIH.

MOJE RAZISKOVALNO DELO.

1) KAJ JE SPEKTROMETER IN KAKO DELUJE (glej spodnji sliki)?

Svetlobo objekta peljemo skozi režo, ki je v gorišču zbiralne leče (kolimator), ki režo preslika v neskončnost. Tako dobimo vzporedne žarke, ki jih prizma ali uklonska mrežica razkloni po valovnih dolžinah (barvah). To svetlobo spet zberemo z zbiralno lečo na zaslonu, filmu ali CCD-čipu. Dejansko dobimo sliko reže (črte) v različnih barvah, valovnih dolžinah. Tako lahko razberemo iz porazdelitve valovnih dolžin, kateri elementi so zastopani v objektu katerega svetlobo opazujemo, merimo. Če so črte premaknjne pa lahko recimo sklepamo tudi na gibanje teles, če so črte razcepljene pa tudi na prisotnost magnetenega polja. Širino spektralnih črt v veliki meri določa temperatura, saj je poznano, da se že samo zaradi Dopplerjevega efekta valovna dolžina podaljša ali skrajša. Temperatura in kvadratna hitrost molekul pa sta sorazmerni iz česar lahko ocenimo spremembo valovne dolžine zaradi temperature ( ).


Nastanek emisijskega in absorbcijskega spektra.

Shema spektrometra.

2) UPORABA SPEKTROMETRIJE

Najpomembnejša metoda za ugotavljamje:
sestave vesoljskih teles,
temperature,
hitrosti vesoljskih teles
in posredno uporaba pri premnogih ostalih
meritvah (dvojne zvezde, ugotavljanje tipov supernov,
merjenje razdalj …)

3) Moje raziskovalno delo

Zaradi razvoja nekaterih tehnologij je astronomija v zadnjih nekaj desetletjih zelo hitro napredovala. K temu razvoju je veliko pripomogela tudi spektrometrija, saj brez nje velik del moderne astronomije in odkritij ne bi bil mogoč. Ker imamo na naši šoli dovolj dobro opremo in zaradi aktualnosti spektrometrije v astronomiji, sem se odločil narediti raziskovalno nalogo na to temo. Najprej sem posnel vse glavne tipe zvezd in jih umeril z emisijskim spektrom Neona in helija za katera sem poznal valovne dolžine spektralnih črt. Pri vseh meritvah sem uporabil uklonsko mrežico s sto linijami na milimeter, CCD kamero st7 in 10 palčni ("=2,54 cm) Meadov S-C teleskop.

Zvezde se razvršča v t.i. spektralne tipe in sicer glede na to, katere absorbcijske črte se pojavljajo v spektrih zvezd. Če zvezda ne bi imela atmosfere, bi bil njen spekter zvezen (podoben sevanju črnega telesa, kjer so jakosti sevanja po posameznih valovnih dolžinah porazdeljene po Planckovem zakonu-zvezi oz. Wienovem zakonu). Ker pa imajo zvezde atmosfero, le ta absorbira del svetlobe. Absorbirani fotoni (absorbcijske črte v spektru) so tistih valovnih dolžin, ki so značilni za emisijske črte atomov, molekul in ionov zvezdine atmosfere. Tako lahko določimo sestavo zvezde, njeno temperaturo ... Glej spodnji graf.
Moj zelo enostavni spekrograf bo služil prav možnosti razvrščanja zvezd v spektralne tipe. Spektrograf je zelo poenostavljen, saj bom direktno uklanjal sliko zvezde, ki pa ni čisto točkasta, a vseeno rezultati niso slabi. Vse ostalo (reža, kolimator ...) bi zahtevalo veliko več strojniškega dela, denarja in časa. Mrežica in CCD pa sta za začetek dovolj.


Absorbcijski spektri zvezd in primerjalni teoretični Planckovi grafi
(dj/dl=(2phc²/l⁵)(e^hc/lkT-1)^-1) za sevanje črnega telesa.


4) Izdelava spektrografa

7) Umerjanje spektrografa

Spektrograf sem umeril tako, da sem posnel vse tipe zvezd in spektra helija ter neona pri istih pogojih in nastavitvah. Tako sem dobil naslednji graf, na katerem se da približno odćitati valovne dolžine, natančnost pa je, glede na pogoje, nekaj nm (ocena: (2mm/6,9mm)*(765/400)nm=1.8 nm). Namen grafov je torej bolj primerjalne vrednosti in iz grafov se le oceni valovna dolžina. Le umeritveni graf je urejen po valovnih dolžinah. Grafi služijo bolj kot referenčni spektri za iskanje spektralnih tipov neznanih zvezd. Tudi zvezde zaradi vpliva Zemljine atmosfere niso točkaste, tako da prihaja do delnega prekrivanja sosednjih valovnih dolžin.


Umeritveni grafi.

Naredil sem tudi primerjavo med sevanjem črnega telesa in grafom sestavljenim iz spektrov zvezd. Na tem grafu se lepo vidi, da ima telo pri višji temperaturi maksimum sevanja pomaknjen k nižjim valovnim dolžinam. Moji grafi so narejeni samo v razponu vidne svetlobe, ker na žalost naša šolska ccd kamera ne zaznava niti ultravijolične niti infrardeče svetlobe daljših valovnih dolžin, ki jih tudi Zemljina atmosfera močno filtrira.



S spektrografom izmerjena Planckova porazdelitev sevanja (dj/dλ = (2πhc²/λ⁵)(e^hc/(λkT)-1)^-1) pri različnih temperaturah (tipih zvezd) in hkrati potrditev Wienovega zakona: λ*T=2897Kµm. Seveda je v spektrih zvezd zaznati izrazite absorbcijske črte, a zamik spektrov proti desni, glede na padajočo površinsko temperaturo zvezd, je očiten. Vsekakor moramo upoštevati, da je CCD kamera ST7 omejna na valovne dolžine med 400 in 900 nm. Vesolje se tukaj izkaže kot idealen laboratorij za take raziskovalne naloge, če bi namreč na šoli v laboratoriju hoteli doseči temperature 50 000 K, najbrž te naloge ne bi bilo. S pomočjo zvezd pa tak graf posnamemo relativno hitro in enostavno.



Absorbcijski spektri zvezd in primerjalni teoretični Planckovi grafi za sevanje črnega telesa.

8) Določanje neznanih tipov zvezd

Na koncu sem poizkusil z narejenim spektrometrom in njegovimi grafi določiti nekaj tipov zvezd, ki jih nisem poznal. Prikazal bom dva primera.


Tu sem določil tip zvezdi Bellatrix katere spektra prej nisem poznal. Zaradi tipičnih vsekov (nazobčanosti) proti koncu grafa sem ji določil tip B.


Deneboli je bilo precej lažje določiti spekter, saj je spektrogram po celotni dolžini podoben spektru Delte Oriona, zato sem uvrstil v tip A.

Obe zgornji določitvi sta pravilni.

9) Zaključek

Moj namen je bil izdelati spektrograf s sredstvi (znanjem), ki so bila dosegljiva na šoli. Mislim, da je tak spektrograf, kljub svoji enostavnosti primeren za uporabo v šoli in pri krožkih kot učni pripomoček. Z njim se naučimo umerjanja in hkrati lahko določamo spektralne tipe neznanih zvezd, kar je bil tudi moj cilj.

Matija Kastelic
leto 2002

Do sedaj je to stran obiskalo ljudi.

Nazaj na domačo stran.