Провеждане на семинарни и практически занятия по темите :

Семинарни и практически занятия по темите:

1. Запознаване с устройството и провеждане на астрономически наблюдения с 2-м телескон на НАО Рожен.

2. Практически занятия по звездна спектроскопия с решетъчен спектрограф.

изготвил: д-р Хараламби Марков, ст.н.с. ИА – БАН

I.1. 2-м телескоп на Националната Астрономическа Обсерватория “Рожен”.

2-м телескоп на НАО Рожен е изпълнен с оптична система Ritchey-Chretien. Тази оптична система е конструирана специално за получаването на директни изображения на нощното небе и предоставя възможно най-голямо поле лишено от оптически аберации в сравнение с другите известни оптични схеми. Телескопите Ritchey-Chretien се характеризират със симетрични кръгли звездни изображения дори за обекти встрани от оптичната ос. Това се постига с две хиперболични огледала: вдлъбнато главно огледало и изпъкнало вторично. Главно достойнство на тази схема е липсата на кома във фокалната равнина, а доколкото е чисто огледална система тя не страда от спектрална дисперсия и хроматична аберация. В Интернет адресът http://rcopticalsystems.com/spotdiag.html е представена много добра илюстрация на достойнствата на тази оптическа схема. Полезното поле на 2-м телескоп е 1° 06' от нощното небе, което в комбинация с фокусно разстояние 16 метра осигурява пространсвено разделяне във фокалната равнина 12.86 arsec/мм. При сега използваните светоприемници (Couple Charged Devices, CCD) изображението на звездите при спокойно състояние на атмосферата се събира в 10-16 пиксела от матрицата.

ПРАКТИЧЕСКИ ЗАНЯТИЯ: Тази част на модула е съпроводена с демонстрации в подкупулното пространство и разглеждане на устройството на телескопа, разположението на оптическите елементи в оптичната тръба и проследяване на хода на лъчите. Показва се снимков материал от монтажа на телескопа. Коментират се особенностите на мантировката за различни географски ширини и общо тегло на съоръжението.

2-м телескон на НАО е снабден и с Coude система, което означава, че светлината от телескопа с допълнителни огледала се насочва към високодисперсен спектрограф, който е инсталиран на етажа под телескопа. Фокусното разстояние нв този фокус е 72 м, което осигурява добро пространствено разделяне на близки обекти.

ПРАКТИЧЕСКИ ЗАНЯТИЯ: Тази част на модула е съпроводена с демонстрации в помещението където е разположен Coude спектрографа. На студентите се показва разположението на спектрографа и се проследява хода на лъчите

I.2. Изисквания при работа с телескоп и провеждане на астрономически наблюдения. Провеждането на астрономически наблюдения изисква предварителна подготовка и съблюдаване на определени метеорологични условия.

1. Предварителната подготовка е свързана с избор на подходящи за наблюдение за дадения сезон астрономически обекти и актуализиране на техните координати за настоящата епоха. Координатите на обектите се намират обикновенно в съответни каталози, но тук ще спомена една широкоизползвана астрономическа база данни SIMBAD (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/), в която може да се намери информация за основни данни на обектите, крос-идентификация, библиографична справка за налични публикации свързани с обекта и пр. Търсенето на обекти в SIMBAD може да става по много признаци, като най-често използваните са идентификация(име) на обекта от някакъв каталог или координати на обекта. SIMBAD предоставя връзки към VizieR Service(централизиран достъп до астрономически каталози) и Aladin - интерактивен софтуер, който симулира звуезден атлас. Това позволява на потребителя получаването на карти на участъци от небето от цифрови звездни изображения. На практика това означава, че влизайки в SIMBAD потребителя може да получи необходимата информация и картични за отъждествяване на интересуващите го обекти. Привеждането на координатите на обекта към настоящата епоха включва отчитане на различните движения на Земята в пространството. Подробно описание на това може да бъде намерено на адрес: http://www.cv.nrao.edu/~rfisher/Ephemerides/earth_rot.html. Ще отбележа, че за позициониране на телескопа и отъждествяване на обекта е достатачна точност от порядъка на 1-2 arcsec. За постигането на тази точност е достатъчно отчитането само на прецесията – движението на земната ос около еклиптичния полюс, причинено от гравитационното въздействие на Слънцето и Луната. Цитираният по-долу адрес в Интернет е удобен за директно използване за пресмятане на прецесията по време на наблюдения и не изисква специални познания по небесна механика: http://fuse.pha.jhu.edu/support/tools/precess.html.

2. Параметрите на метеорологичните условия са част от правилника за работа с 2м телескоп. Извършването на астрономически наблюдения е възможно само при следните метеорологични условия: липса на облачност, влажност на въздуха по-малка от 90%, скорост на вятъра по-малка от 10-11 м/сек.

Астрономическите наблюдения с 2-м телескоп се извършват в присъствието на оператор на телескопа, който следи за нормалното функциониране на поддържащите системи, извършва позициониране на телескопа и следи за метеорологичните условия. Операторът е упълномощен при определени, регламентирани в правилника на НАО обстоятелства, да прекрати провеждането на астрономически наблюдения. Безопасната работа в подкуполното помещение в нощни условия изисква от астронома-наблюдател да се запознае през деня с топологията на подкупулното пространство, да се информира за евентуалните източници на аварийни ситуации, както и да уточни с оператора хронологията на наблюденията.

ПРАКТИЧЕСКИ ЗАНЯТИЯ: Тази част на модула е съпроводена с участие в реални нощни наблюдения. На студентите се демонстрират всички операции свързани с подготовката на телескопа за нощно наблюдения и неговото стартиране: запознаване с пулта за управление и предназначението на основните групи бутони; разясняване на условията за аварийни ситуации при работа с телескопа; отваряне на купула и неговото движение; отваряне на процепа; фокусировка на телескопа; въвеждане на звездно време и координати на обекта, позициониране върху обект; използване на астрономическия календар; пресмятане на прецесията на координатите на избран обект; проверка на звездното време по звезда; проверка на правилното позициониране на телескопа; демонстриране на предпочитаната позиция на телескопа с оглед на по-голяма безопасност при провеждане на наблюденията.

II. Електромагнитно излъчване и неговия спектър.

Фактът, че светлината, която виждаме от всяко нагрято до достатъчно висока температура тяло има съставен характер е бил известен още по времето на Нютон. При преминаването на светлина през триъгълна призма тя се разлага в цветова ивица, която наричаме спектър.

Фиг. 1.

(http://art.cafepress.com/item/rainbow-spectrum-prism-mini-poster-print/167968032)

Същата природа има и цветовата дъга, която се наблюдава при преминаване на светлината от Слънцето през въздушни слоеве, в които има малки водни капки. Поради своя съставен характер светлината от нагрятите тела, напр. лампите с нажежена жичка, Слънцето (или най-общо казано звездите) се нарича “бяла светлина”. Процесът на разлагане на светлината в спектър се нарича дисперсия, а уредите, които се използват за разлагане на светлината се наричат спектрографи.

1. Звездата като излъчващо тяло. Звездите са свръх-горещи газови кълба, които излъчват в резултат на термоядрените процеси, които се извършват в техните ядра. Излъчената от тях видима светлината е само малка част от общия електромагнитен поток, който се отделя в резултат на горенето на водород, хелий или въглерод. Най-общо казано разпределението на излъчената от звездите електромагнитна енергия по дължината на вълната λ (или респективно по честота ν, λν = с) е функция на температурата на повърхноста на звездата. В астрономията се използва по-често понятието ефективна температура(Teff) – това е температурата, при която излъчването от абсолютно черно тяло най-добре наподобява наблюдаваното излъчване от звездата, която изследваме. Това разпределение се характеризира с максимум и спектрален диапазон. Звездите излъчват непрекъснато в широк диапазон на електромагнитния спектър. Максимумът на това излъчване се измества от синята(късовълновата) към червената(дълговълновата) част на спектъра с намалявене на ефективната температура на звездите. Много горещите звезди например, имат много силно излъчване в ултравиолетовата и дори в рентгеновата област. Звездите с ниска температура имат мнаго слабо ултравиолетово излъчване.

Фиг. 2.

(http://www.astro.washington.edu/labs/clearinghouse/labs/Spectclass/spectralclassweb.html)

Фигура 2 илюстрира как се отмества максимума на излъчване на абсолютно черно тяло с изменение на температурата. Земната атмосфера поглъща силно ултравиолетовото лъчене и голяма част от радиодиапазона. Поради тази причина с наземни спектрографи може да се наблюдават спектри в диапазона от ~400 до ~700 нанометра и някои отделни ивици в радио-диапазона.

2. Характер на звездния спектър. Високата температура от термоядрените реакции поддържа атомите на веществото, от което е съставена звездата във възбудено и дори йонизирано състояние. По този начин се реализират всички възможни преходи не само в един атом, но и между тях, което е физическата причина за наблюдаваното непрекъснато излъчване в широк спектрален диапазон(континуум).

През 1802 година, английският химик William Hyde Wollaston пръв обръща внимание на наличието на тъмни ивици в оптичния спектър на Слънцето, т.е. забелязва, че излъчването не е непръкъснато. През 1814 година това откритие е потвърдено независимо от Joseph von Fraunhofer, който започва тяхното систематично изследване. Става ясно, че в реалните спектри на звездите има много тесни участъци в които излъчване липсва! През 1866 йезуитският астроном Fr. Angelo Secchi наблюдава визуално с призма спектрите на около 4000 звзди. В периода 1886 и 1897 Henry Draper в Harward, под ръководството на Edward C. Pickering, провежда систематично фотографско изследване на спектри на звезди по цялото небе получени с обективна призма. Така е положено началото на анализа на излъчването от звездите.

Природата на излъчването от звездите се обяснява от атомната физика в рамките на приетите модели на атома. Атомът може да съществува в няколко стабилни състояния наречени стационарни. Преходите между различните състояния се причинява от поглъщането на енергия. Преходът от едно състояние в друго е възможно само ако атомът погълне строго определена порция енергия. Поглъщайки определена порция енергия(фотони с определена честота) от общото излъчване на звездата, атомите на отделните елементи лишават непрекъснатия спектър от излъчване в тази честота и така възникват абсорбционните линии. Според съвременните схващания за строежа на атома всеки химичен еблемент се осоциира със серия спектрални линии. Спектралните линии могат да служат като индикатор за химическия състав на звездите.

В звездните спектри се наблюдават следните компоненти (особенности) – непрекъснат спектър, много тесни ивици на повишено излъчване(емисионни линии) или на поглъщане(абсорбционни линии) и поглъщане в широки ивици.

А). Непрекъснат спектър(излъчване по всички възможни честоти) възниква от среди с висока плътност на веществото. Високата плътност създава условия преходите в различни енергетични състояния да се извършват не само в даден атом, но и към съседни атоми.

Б). Линиите на поглъщане възникват в среда със сравнително ниска плътност и температура, каквито са атмосферите на звездите

В). По различен начин излъчва нагрят разреден газ. Той е източник на отделни емисионни линии, между които напълно липсва непрекъснат спектър(при условие, че газът не се проектира върху източника на нагряване, т.е. върху непрекъснатия спектър). Причината за това е, че преходите се извършват строго в един и същ атом и като така в строго определени честоти. Условия за емисионни компоненти в спектъра се появяват в газовите обвивки на планетарните мъглявини, при изтичането на вещество(звезден вятър) от масивните горещи звезди, акреционните дискове при взаимодействащити системи.

Г). В случай, когато газът е богат на молекули(съединения на атоми) поглъщането става в по-широки честотни диапазони(ивици), защото пак възникват условия преходите между енергитичните нива да се извършват между атомите, които изграждат молекулата. Абсорбционни ивици се наблюдават при звезди с ниска Teff – хладни звезди от късен спектрален клас. Типични примери червените гиганти.

Добра илюстранция на строежа на атома, изграждането на електронните обвивки и демонстрация на атомни спектри на отделни химически елементи може да бъде намерено в:

http://www.colorado.edu/physics/2000/applets/a2.html.

ПРАКТИЧЕСКИ ЗАНЯТИЯ: на базата на гореуказания адрес в интерактивен режим се правят серия демонстрации за спектъра на различни химически елементи.

3. Физически принципи за наблюдаване на спектъра на звездите (или на всяко излъчващо тяло).

Физическа основа за наблюдаване на сектъра на излъчващо тяло са явленията дифракция и интерференция. Дифракцията е процес, при който светлината когато срещне преграда или процеп с размери от порядъка на дължината на падащата вълна променя посоката на разпространение.

Фиг. 3.

Горната фигура показва как паралелен сноп светлина след преминаване през тесен процеп се разпространява във всички посоки. Експериментът показва, че отклонението на светлината след преминаване през процепа зависи от неговия размер. Ефектът е най-ярко изразен когато размерът на процепа е от порядъка на дължината на падащата вълна. Дифракцията от някаква преграда се обяснява от принципа на Huygens–Fresnel. Соред този принцип всяка точка, до която достигне вълновия фронт, става нов източник на вълни, които се разпространяват във всички посоки. Новият вълнов фронт представлява обвиввката на вълните с една и съща фаза. Фигура 4 илюстрира дифракция от един процеп.

Фиг. 4.

Същественото в случая е, че осветената част, която се проектира срещу процепа не е с неговите размери, а с по големи, но яркостта на осветената част намаляла. При преминаване на светлина през два и повече процепа, дифракцията на светлината се комбинира с явлението интерференция и наблюдаваната картина е комплесна. Инетерференцията е наслагване(сумиране) на вълни с една и съща фаза, в резултат на което се получава усилване на яркостта.

Фиг. 5

При преминаване на монохроматична светлина през два(Фиг. 5) и повече процепа в резултат на комбинираното проявление на дифракцията и интерференцията на екрана срещу процепите се наблюдава централен максимум на осветеността със симетрично разположени от двете му страни серия от максимуми, чиято гъстота и интензивност зависят от броя на процепите и разстоянието между тях. Следващата фигура демонстрира дифракция през един процеп и интерференчната картина, която се наблюдава при преминаване на монохроматична светлина през два процепа.

Фиг. 6.

Обобщено можем да кажем, че в резултат на дифракцията и интерференцията монохроматичната светлина, която преминава през повече от един процеп, чиито размери и разстояние между тях са съизмерими с дължината на падащата вълна, се разделя на един централен и много симетрично разположени около него снопове. Тези снопове се наричат порядъци. Интензивността на светлината в отделните порядъци намалява с отдалечаване от централния порядък, за сметка на пространството върху което те се разполагат.

Фиг.7.

На фигура 7 е представена принципната геометрична схема на дифракцията. В Интернет адреса http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hframe.html, може да се намери богато илюстрован материал за процесите на дисперсия, дифракция и интерференция.

Формулата, Dsin(θ) = mλ, ни представя връзката между параметрите на дифракционната картина при единичен процеп, където D е ширина на процепа, θ е ъгъл на дифракция, m е номер на порядъка, λ е дължина на вълната.

ПРАКТИЧЕСКО ЗАНЯТИЕ: На базата на горната формула студентите в няколко задачи изследват каква картина ще се получи(как ще се измени ъгъла на дифракция θ):

ако променяме размера D
ако използваме светлина с различна дължината на вълната
за различните порядъци

Използвайки интернет адресите:

http://www.colorado.edu/physics/2000/schroedinger/two-slit2.html

http://www.lon-capa.org/~mmp/kap27/Gary-TwoSlit/app.htm

студентите тестват в интерактивен режим формулата за дисперсия на светлината от няколко прочепа. Правят се практически упражнения за това, как се променя дифракционната картина, когато се променя разстоянието между процепите; как влияе съотношението между размера на процепите и разстоянието между тях; как изглежда дифракционната картина при различна дължина на вълната.

Какво се получава ако осветим процепите не с монохроматична, а с бяла светлина? Резултатът е показан на фигура 8

Фиг. 8.

(http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Light-bulb-grating.png).

Централният порядък е в бяла светлина, но симетрично разположените от двете страни порядъци (m=1 и m=-1) показват разлагане на светлината в спектър. Т.е. многото процепи действат както призмата Фиг.1. Всъщност всеки порядък представлява отделен спектър. Картината на Фиг. 8 се получава в резултат на интерференцията на светлината с еднаква дължина на вълната. Същият ефект се получава и ако вместо преминаване на светлина през процепи разглеждаме отражение на светлината от набраздена с триъгълен профил повърхност. Това оптическо устройство се нарича дифракционна решетка и е основен компонент в спектрографите. Фиг. 9 (http://www.tufts.edu/as/tampl/projects/micro_rs/diffraction.jpg) ни показва принципа на работа на дифракционна решетка при отражение.

Фиг. 9.

ПРАКТИЧЕСКО ЗАНЯТИЕ: На този етап на студентите се демонстрира дисперсия на светлината при отражение от набраздени повърхности – напр. компактен диск. В помещението на Coude спектрографа се показва дисперсионна решетка. Разглеждайки отразената от някакъв източник светлина, всеки студент намира различните порядъци на решетката при промяна на ъгъла на зрение. За източник на светлина се използва една от лампите в помещението или електрическо фенерче.

5. Как получаваме спектъра на звездите (на всяко излъчващо тяло) на практика? Уредите, които се използват за получаване на спектър на светещо тяло се наричат спектрографи. В нашия случай ще разгледаме конструкцията на Coude спектрографът на НАО Рожен. Принципната схема на спектрографа е показана на Фиг. 10. Схемата е копирана от http://astronomy.hit.bg/rozhen/kudeplan.jpg. Адресът е разработка на Пенчо Маркишки. Основните компоненти на всеки спектрограф са процепен блок, колиматор, диспергиращ елемент и камера.

А. Процепният блок е опто-механичен възел, в който са разположени:

n процепът на спектрографа

n призмите на спектъра за сравнение

n източник на линеен спектър(лампа с разреден газ), който осигурява калибровка по дължина на вълната.

n източник на непрекъснат спектър( лампа с нажежена жичка или халогенна лампа) за калибровка на фотометричната чуствителност на матрицата..

n деротатор на звездното изображение – устройство за компенсиране на движението на телескопа и еднопосочно позициониране на звездното изображение върху процепа на спектрографа.

n окуляри за контрол на полето и процепа.

n микрометрични винтове за постовяне на ширината и височината на процепа.

Б. Колиматорното огледало във всеки спектрограф има за цел да направи разходящия сноп светлива, който идва от процепа в паралелен сноп и да го насочи към диспергиращия елемент - решетката в нашия случай.

В. Диспергиращите елементи могат да бъдат триъгълна призма или дифракционна решетка(на пропускане или отражателна). В нашия случай се използва отражателни дифракционни решетки с различне параметри(размери и брой нарези на милиметър).

Г. Камерите на спектрографа осигуряват различна сходимост на лъчите и в комбинация с различни решетки позволяват получаване на спектри с различна дисперсия и светосила. Камерите на COUDE спектрографа на НАО са три и са конструирани на револверен принцип. Всяка камера включва – пластина за корекция на полето, камерно огледало за фокусиране на спектъра и светоприемник. В оригиналния си вариант спектрите са получавани върху фотографски емулсии. В настоящия момент, приемникът е CCD матрица и се работи само с камерата осигуряваща най-голяма дисперсия на светлината.

Фиг. 10.

ПРАКТИЧЕСКО ЗАНЯТИЕ: В Coude помещението студентите се запознават с конструкцията на спектрографа и разположението на отделните негови елементи; проследяват хода на лъчите; демонстрира се процедурата по подготовката на спектрографа за работа. Студентите участват при зареждане на CCD камерата с течен азот; запознават се с техниката по безопастност при тази процедура.

6. Получаване на спектри с Coude спектрографа на НАО Рожен. Спектралният анализ е свързан освен с получаване на спектри на изследваните звездни обекти и с получаването на серия спомагателни изображения, които имат за цел калибровка на позиционната и фотометрична информация, която се съдържа в CCD изображението на

един спектър. Това включва получаването на следните типове изображения

ü спектър за сравнение(ThAr lamp). Този спектър се състои само от емисионни линии с известна дължина на вълната, което ни позволява да отъждествим спектралния диапазон, в който сме снимали обекта. На практика получаваме величина, дисперсия, която ни позволява да изчислим на какъв физически размер от матрицата какъв спектрален диапазон съответства. В нашия случай тази величина е константа.

ü спектър на плоско поле(flat field), за отчитане на дребно мащабните разлики в чувствителността на приемника – нееднаквата чувствителността на различните пиксели.

ü спектър с високо отношение сигнал-шум, на звезда с възможно малко на брой абсорбционни линии в спектъра, за отчитане на линиите и ивиците на на поглъщане в земната атмосфера от молекулите на водната пара, O₂ и CO₂ . Като правило тези линии се проявяват след 5900 Å. Доколкото спектъра на обекта се делят на тези спектри те се наричат още и dividers.

ü спектър с нулева интеграция (zero или bias) за отчитане на шума от четене(смущенията от електрониката).

Първите три изображения се получават при същия ъгъл, на който се получава спектъра на обекта. Т.е. те трябва да се получат при всяко изменение на ъгъла на решетката – дори и тогава когато пак се връщаме на използван вече спектрален диапазон.

ПРАКТИЧЕСКО ЗАНЯТИЕ: Тази част на модула е изцяло практически упражнения със спектрографа и обслужващия камерата софтуер. Акцентира се на техническия аспект на регистрацията на спектри. Практическите упражнения започват със запознаване с основните функции на управляващия софтуер, запознаване с менютата и възможностите за визуализация на получените изображения. Спектралната част започва с намиране на зададена спектрална област в наличния атлас на спектъра на сравнение. Всеки студент изпълнява самостоятелно няколко задачи.

è поставяне на ъгъла на решетката.

è поставяне на размера на процепа по височина и ширина от процепния блок.

è получаване на спектър с нулева интеграциа и плоско поле(фиг. 11 и 12).

è включване на лампа на спектър за сравнение и получаване на спектъра на сравнение (фиг. 13 и 14).

è отъждествяване на спектралната област и корекция на ъгъла.

прави се въведение в принципа на работа на CCD приемника и демонстрации за неговото използване; на студентите се обяснява какво означава калибровка на приемника и значението на FLAT, OVERSCAN, ZERO (фиг. 11 и 12) изображения както и начина на тяхното получаване. Прави се анализ на структурата на получените изображения(фиг. 16).

Фиг. 11. Изображение на CCD матрицата при нулева интеграция (т.н. zero или bias).

Фиг. 12.

Фиг. 13. Спектърът на лампата за сравнение има чисто емисионен характер. Линиите в този спектър са отъждествени и описани в атлас.

Фиг. 14. Същото като на фиг. 13, но едномерен вариант на спектъра за сравнение

Фиг. 15. Разрез на звездния спектър напречно на дисперсията, демонстриращ структурата на CCD изображението. На фигурата са отбелязани участъците където се е проектирал звездния спектър, спектъра от фона на небето и участъка, който се използва за оценка на шума от четене на матрецата(overscan).

7. За обработката на спектрите. След приключване на наблюдателната нощ, астрономът разполага със следните два типа двумерни цифрови изображения: спектри на звездни обекти и спектри със спомагателен(калибрационен) характер – изображения на матрицата с нулева интеграция, спектри на лампа с непрекъснат спектър(плоски полета), спектри за сравнение, спектри с телурични линии(за спектрални диапазони с λ > 5900 Å). Всяко изображение е файл във FITS формат. FITS (Flexible Image Transport System) е

стандартен формат за съхранение и разпространение на астрономически данни. Характерното за този формат е, че файлът с данни е съпроводен с т.н. хедер (header), в който се съхранява информация за условията, при които са получени данните - в нашия случай спектрите. Хедерът се състои от полета, всяко от които касае конкретна информация, например: идентификация(име) на обекта, дата на наблюдение, юлианска дата, универсално време, часов ъгъл, звездно време, дисперсия, ъгъл на решетката, спектрален диапазон и друга полезна информация, която може да бъде в помощ на астронома при обработката на спектъра. Броят на полетата в хедера може да се променя, а информацията в тях да се обновява в процеса на последващата обработка.

Обработката на спектрите следва следните процедури:

1. Предварителна обработка на спектъра – корекция за електронни шумове(изваждане на zero изображението); корекция за нееднаквата чуствителност на отделните пиксели или зони на матрицата(разделяне на плоското поле); изрязване на ненужни участъци от изображението, така че да остане само спектъра на звездата;

2. Трансформиране на двумерния спектър в едномерен – това се прави за обектите и спектъра за сравнение.

3. Трансформиране на спектъра на звездата в относителни интензитети, нормирани към непрекъснатия спектър.

4. Отъждествяване на линиите в спектъра за сравнение.

5. Трансформиране на спектъра на звездата в дължина на вълната.

6. Коригиране на спектъра на звездата за различните движения на Земята.

Като резултат от горните процедури получаваме едномерен спектър на звездата, в относителни интензитети(нормирани към непрекъснатия спектър на звездата) и калибриран по дължина на вълната! На практика това означава получаване на обикновен текстови(ASCII) файл с две колони - първата съдържа дължина на вълната, а втората относителни интензитети изменящи се в диапазона от 0 до 1. Този файл вече е годен за астрономически анализ.

Описаната обработката на спектрите може да се извърши по различни начини, но ние ще демонстрираме един широко използван в световната астрономическа общност софтуерен пакет предназначен за обработка и анализ на астрономически наблюдения – IRAF (Image Reduction and Analysis Facilitiy, http://iraf.noao.edu/). IRAF е структуриран в пакети, всеки от които има специализирано предназначение. Работата с пакетите се извършва в собствена за този софтуер среда, команден език (CL, comand language). IRAF се използва в комбинация с DS9 - софтуерен продукт за визуализация на двумерни изображения. В тази среда могат да се четат, визуализират и анализират двумерни изображения, както и да се демонстрират различни функционални зависимости.

ПРАКТИЧЕСКО ЗАНЯТИЕ: В тази част на модула на студентите се демонстрират

възможностите за обработка на звездни спектри с помощта на IRAF. В компютърния клас студентите самостоятелно, в интерактивен режим се запознават с възможностите на софтуерния продукт DS9 за визуализация и анализ на параметрите на получените от тях двумерни изображения на спектри. Студентите четат и разглеждат изображения на спектър за сравнение, плоски полета, zero изображения и спектър на звезда с помощта на програмата DISPLAY. С помоща на DS9 и програмата IMEXAM, студентите в интерактивен режим изследват визуално матрицата по редове и колони, запознават се със структурата на двумерното изображение и предназначението на отделните негови области. С програмата IMPLOT студентите решават конкретни задачи: определяне на онази част от изображението, в която се намира спектъра на звездата(полезното изображение); определяне на онази част в изображението където е информацията за шума от четене(OVERSCAN); получаване на едномерно изображение на спектъра като сума от няколко реда. Получават самостоятелно фигури подобни на фиг. 15, 16, 17, 18 и 19. Обръща се внимание на характера на различните спектрални линии и се обяснява техния произход от физична гледна точка. Студентите сумират еднотипни изображения и правят статистически анализ на изображение с помоща на програмата IMSTAT. На студентите се демонстрира съдържанието на пакетите свързани със спектралната обработка ONEDSPEC и TWODSPEC и се разяснява тяхното предназначение.

Фиг. 16. Двумерно изображение на спектър на звездата α Cam. В тази част на спектъра се виждат абсорбционна линия от атоми на Не в атмосферата на звездата и на Nа D₁ и D₂ които имат междузвезден произход.

Фиг. 17. Двумерно изображение на спектър на звездата α Cam в областта на H_α. В тази част на спектъра се виждат силна емисионна линия на H_α, която се формира в протяжната обвивка(т.н. звезден вятър) на звездата, абсорбционна линия от атоми на Не формираща се в атмосферата на зваздата и множество слаби и тесни линии на поглъщане формирани в земната атмосфера(телурични линии). Линиите на звездата са отбелязане с големи точки, а телуричните с по-малки.

Фиг. 18. Едномерен вариант на спектъра от Фиг. 17. Телуричните линии са отбелязани с точки. Тук добре се вижда различната ширина на линиите, причина за което е скоростта, с която се движи средата в кояте те се формират.

30.7.2008 г.. Смолян.

Назад