Precyzyjne pomiary prędkości radialnych gwiazd.pdf

(41 KB) Pobierz
Precyzyjne pomiary radialnych
pr¦dko±ci gwiazd
Andrzej NIEDZIELSKI *
Co to s¡ radialne pr¦dko±ci gwiazd
Porozszczepieniu±wiatªaprzezNewtonaorazzauwa»eniuliniiwidmowych
(Wollaston,Fraunhoer{pocz¡tekXIXw.)iichidentyfikacji(Kirchho
iBunsen,1859)rozpocz¦ªasi¦wdrugiejpoªowieXIXw.eraspektroskopii
gwiazdowej.Gdywostatnichlatachtego»wiekuokazaªosi¦,»enawet
obserwowanydot¡dtylkonaSªo«cuheltotakisampierwiastek,jakinneznane
zziemskichlaboratoriów,spektroskopiastaªasi¦bardzowa»nymnarz¦dziem
astrofizyka.Pozwalaonabowiemnaokre±lenieskªaduchemicznego,temperatury
ici±nieniawatmosferzegwiazdy.Pozwalarównie»naniemalbezpo±rednipomiar
radialnejpr¦dko±cigwiazdy.Jaksamanazwawskazuje,pr¦dko±¢radialna
torzutpr¦dko±cigwiazdy(wzgl¦demobserwatora)nakierunekpatrzenia.
Zgodniezprzyj¦t¡konwencj¡,gdyruchzachodziwkierunkuodobserwatora,
pr¦dko±¢radialnajestuwa»anazadodatni¡.Nietrudnozgadn¡¢,»enawetgdyby
gwiazdybyªynieruchomewzgl¦demSªo«ca,tosamruchobrotowyiobiegowy
ZiemiwokóªSªo«capowodowaªby,»eichpr¦dko±ciradialnebyªybyniezerowe.
RuchorbitalnyZiemidawaªbybowiemzmianypr¦dko±ciradialnychwzakresie
30km/s,wirowyza±jedynie500m/s,wzale»no±ciodpoªo»eniaobserwatora
naZiemi.
Dopomiarówpr¦dko±ciradialnychgwiazdastronomowiewykorzystuj¡
znanezfizykizjawiska:rozszczepienie±wiatªaizjawiskoDopplera.Istotne
znaczeniematak»efakt,»eWszech±wiatskªadasi¦ztakichsamychatomów,
którewyst¦puj¡naZiemi,copozwalanamidentyfikowa¢liniewwidmach
gwiazd.Dopplerzauwa»yª,»ecz¦sto±¢d¹wi¦kupowinnazale»e¢odpr¦dko±ci
obserwatoraipr¦dko±ci¹ródªa.Wzastosowaniudofalelektromagnetycznych
wzórDoppleraprzewiduje,»epr¦dko±¢wzgl¦dna v ¹ródªa±wiatªaiobserwatora
(wzdªu»kierunkuwidzenia,czylipr¦dko±¢radialna)masi¦takdopr¦dko±ci
±wiatªacjakprzesuni¦cie 0 liniiwidmowejobserwowanejnafali
dolaboratoryjnejdªugo±cifali 0 tejlinii:
v
c = 0
:
0
Takwi¦c,abyzmierzy¢pr¦dko±¢radialn¡,musimywpierwotrzyma¢widmo
gwiazdy,zidentyfikowa¢wyst¦puj¡cewnimlinie,anast¦pniezmierzy¢ich
przesuni¦ciawzgl¦dempoªo»e«laboratoryjnych.Oczywi±cie,otrzymanywynik
nale»yskorygowa¢uwzgl¦dniaj¡cruchwirowyiorbitalnyZiemi.Technikatajest
prostaistosowanajestzpowodzeniemodlat.Kªopotyzaczynaj¡si¦dopiero,
gdychcemyj¡zastosowa¢dopomiarubardzomaªychpr¦dko±ci,czyliprzy
bardzomaªychprzesuni¦ciachlinii.Naczympolegaproblem?
Z jak¡ dokªadno±ci¡ mierzymy pr¦dko±ci radialne
Ka»dewidmogwiazdycharakteryzujesi¦pewn¡rozdzielczo±ci¡,zale»n¡od
budowyspektrografuizastosowanegodetektora,naktórymwidmojestzapisane.
Wielko±¢ta, R ,okre±la,jakodlegªes¡odsiebiedwakolejneodró»nialne
elementywidmaijestzdefiniowanajako R = = ,czylijakostosunekdªugo±ci
falidoowejnajmniejszejodlegªo±cielementówwidma.Dobrespektrografy
astronomiczneosi¡gaj¡ R od50000do100000 ; cho¢budujesi¦spektrografy
ojeszczewi¦kszejrozdzielczo±ci.Oczywi±cie, R okre±larównie»najmniejsz¡
pr¦dko±¢radialn¡,jak¡mo»nadanymspektrografemzmierzy¢przypomiarze
poªo»eniajednejliniiwidmowej.Przy R =100000dokªadno±¢b¦dziewynosi¢
3km/s.Dokªadno±¢mo»napoprawi¢mierz¡cwi¦cejlinii,alewpraktycenie
dostaniemydokªadno±cilepszejni»okoªo1km/s.
Costoinaprzeszkodzie?Popierwsze{mechanicznaniestabilno±¢spektrografu.
Mo»naj¡zminimalizowa¢,stosuj¡cspektrograftypuCoude,czyliumieszczony
Centrum Astronomii UMK w Toruniu
13
 
woddzielnympomieszczeniu,anienateleskopie.
Drugim¹ródªemniedokªadno±ciokazaªsi¦proces
kalibracjiwidmgwiazdowych.Abydokona¢takiej
kalibracji,nale»yobokwidmagwiazdyzarejestrowa¢
jakie±dobrzeznanewidmo,np.lampyTh-Ar.Mierz¡c
poªo»enia x znanychliniinadetektorzetworzysi¦
tzw.funkcj¦dyspersji = F ( x ),któranast¦pnie
pozwalaokre±li¢nieznanedªugo±cifalwwidmie
gwiazdynapodstawieichpoªo»enianadetektorze.
Tenwªa±nieprocesokazaªsi¦nie±¢szczególniewiele
niepewno±cipomiarowych.Przedewszystkimwidmo
lampyporównanianieprzechodziªowteleskopie
iwspektrografietejsamejdrogi,co±wiatªogwiazdy.
Ponadtowidmolampykalibracyjnejrejestrowane
byªowniecoinnymczasie,ni»widmogwiazdy.
Powodowaªoto,»emi¦dzytymidwomawidmami
wyst¦powa¢mogªynieprzewidywalneprzesuni¦cia,aco
wi¦cej,ksztaªt(profil)liniiwobutychwidmachbyª
niecoinny,bowiembyªyonetworzonewfaktycznie
ró»nychukªadachoptycznych.Dlategoprzeªomem
wprecyzyjnychpomiarachpr¦dko±ciradialnych
okazaªosi¦uzyskiwaniewidmakalibracyjnegoiwidma
gwiazdyzapomoc¡tegosamegoukªaduoptycznego
ijednocze±nie.Pocz¡tkowoeksperymentowano
zwidmemparywodnejobecnejwatmosferzeZiemi,
pó¹niejzacz¦toumieszcza¢przedteleskopemnaczynie
(ÿkomórk¦")zawieraj¡cegaz,któregowidmostanowi¢
miaªowzorzecdokalibracji.Ostateczniewwyniku
wieludo±wiadcze«zdecydowanosi¦nakomórki
zparamijoduI 2 .Paryjodu{pozatym,»es¡silnie
truj¡ce{maj¡te»innawad¦:pochªaniaj¡cz¦±¢
widmagwiazdy,bowiemkomórkafaktyczniegra
rol¦filtru,którywzakresie500{600nmmapo
kilkadziesi¡tliniiabsorpcyjnychna1nm.Rejestrowane
widmogwiazdyzawierawi¦cdodatkowotysi¡ce
w¡skichliniiabsorpcyjnych,stanowi¡cychwy±mienite
widmokalibracyjne,któremajeszczejedn¡zalet¦.
Poniewa»±wiatªo,naktórymswepi¦tnowpostaci
liniiabsorpcyjnychwycisn¦ªyparyjodu,przeszªoprzez
caªyukªadoptyczny,ksztaªtliniiwidmakalibracyjnego
niesieinformacj¦otym,jakukªadoptycznytenksztaªt
modyfikuje.Innymisªowy,uzyskawszywidmoparjodu
wlaboratoriumiporównawszyjezwidmemuzyskanym
danymteleskopemispektrografem,mo»emyodtworzy¢
tzw.profilinstrumentalnystosowanegodopomiarów
pr¦dko±ciradialnychukªaduoptycznego.
radialnej).Maj¡cwidmoÿczyste",widmosamego
joduorazprofilinstrumentalny(wszystkooczywi±cie
wzapisiecyfrowym),ka»emyterazkomputerowi
wymodelowa¢widmogwiazdyznaªo»onymwidmem
jodudlarozmaitychprzesuni¦¢dopplerowskich.
Najwa»niejszejestto,»ewkomputerzeprzesuni¦cia
teb¦d¡bardzoprecyzyjnieokre±lone.Które±widmo
modeloweb¦dziepasowa¢doktórego±widmazserii
obserwacyjnej,akomputerwska»e(itobardzo
dokªadnie!),jakiemuodpowiadatoprzesuni¦ciu
dopplerowskiemu.Stwierdzenie,»ektóra±funkcja
(widmo)ÿpasuje"doinnej,toznanyproblemju»tylko
numeryczny.Przedstawionatumetodazaowocowaªa
nieprawdopodobnymwzrostemdokªadno±ciwyznacze«
pr¦dko±ciradialnych,mo»namianowiciemierzy¢
pr¦dko±¢radialn¡zdokªadno±ci¡rz¦dukilkumetrów
nasekund¦!Coprawdatrzebaprzyzna¢,»emetoda
dziaªadlawidmzawieraj¡cychwieleostrychlinii,
czylitylkodlagwiazdchªodnych(pó¹nychtypów
widmowych).
Po co to wszystko?
Pomiaryzmianpr¦dko±ciradialnychgwiazdpodwójnych
pozwalaj¡astronomomwyznaczy¢masygwiazd
stanowi¡cychdanyukªad.Najcz¦±ciejjesttak,»e
widocznyjestruchtylkojednej,ja±niejszejgwiazdy.
Analizazmianpr¦dko±ciradialnychpozwalawyznaczy¢
wtakimwypadkumas¦mniejszej,niewidocznej
gwiazdy(oilewiadomo,jak¡mas¦mawidoczna).
Nietrudnoju»przewidzie¢,»etymskªadnikiem
niewidocznymmo»erówniedobrzeby¢planeta.Np.
byodkry¢zdalekaÿnaszego"Jowisza,nale»aªoby
zmierzy¢amplitud¦zmianpr¦dko±ciradialnejSªo«ca
wynosz¡c¡12,5m/s,za±doÿodkrycia"Ziemitrzeba
bymóczmierzy¢odpowiednio0,1m/s.Jesttojeszcze
niewykonalne,cogorsza,metodatawymagaczasu
porównywalnegozokresemorbitalnymplanety,który
dlaJowiszawynosiblisko12lat.Niemniejpocz¡tek
odkrywaniaplanetzostaªju»zrobiony(Aleksander
Wolszczanw1992roku).Dzi±znamy185planet
kr¡»¡cychwokóªinnychsªo«c,a173znichodkryto
wªa±nietechnik¡precyzyjnychpomiarówpr¦dko±ci
radialnych.Celemprowadzonychobecniedu»ych
projektówobserwacyjnychjest{zezrozumiaªych
wzgl¦dów{poszukiwanieplanetpodobnychdoZiemi.
Jednymznichjestprojektrealizowanywewspóªpracy
naukowcówzToruniaizPensylwanii,któregocelem
jestposzukiwanieplanetprzyczerwonycholbrzymach,
czyliprzygwiazdachtakich,jak¡Sªo«cestaniesi¦
zakilkamiliardówlat.Zreszt¡znajdowanieplanet
przeztoru«czykówmadªug¡histori¦.Wszakto
KopernikÿwstrzymawszySªo«ce"nadaªZiemi(ipi¦ciu
innymciaªom)charakterplanet.By¢mo»eprogram
poszukiwaniaplanetprzyczerwonycholbrzymach
pozwolipodtrzyma¢t¦tradycj¦.
Wspomniaªemju»,»estosuj¡ctradycyjn¡metod¦
pomiarumo»napolepszy¢dokªadno±¢mierz¡c
przesuni¦ciawielulinii.Ilu?Tuodpowied¹jestprosta:
najlepiejwszystkich.Wtymmiejscupojawiasi¦
oczywistyproblemtechniczny:jakzmierzy¢poªo»enia
wszystkichliniiwwidmie,skoros¡ichprzecie»tysi¡ce?!
Otó»tychpoªo»e«wogólesi¦niemierzy!Najpierw
rejestrujemywidmogwiazdybezkomórkizjodemoraz
wykonujemyseri¦zdj¦¢widmatejgwiazdyzu»yciem
komórki(bochcemymierzy¢zmianypr¦dko±ci
14

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika:

Zgłoś jeśli naruszono regulamin