Astronomické fórum

Ano, pokud chci pozorovat Zeemanův jev s přístrojem se středním rozlišením, nezbývá než se poohlédnout po objektu - hvězdě - se silnějším magnetickým polem. Rozlišení sice postačuje, ale fotonů razantně ubyde. Vždy je něco za něco.

Až budu mít volněji, zkusím v magnetu změřit rozšíření Balmerovy Hα linie (Fe "výbojku" v práci nemáme) v závislosti na mg.poli a podumat, jak by se dala změřit na Slunci. Toho bohdá nebude, aby astronom-spektroskopista-amatér z pole utíkal

Standa

Bohužel, moc nás bláznů spektroskopistů není a já jsem nadšen, že píšete. U slabých hvězd je samozřejmě fotonů málo. Navíc je třeba montáž pointovat a to nejlépe přímo na štěrbině, kde hvězda je. Ale stačí horší seeing a hvězda skáče mimo štěrbinu a těžko se to vše ladí při dlouhé F objektivu. Expoziční čas 10 min se 14" je už na hraně mých možností. No, ale, já jsem si před časem koupil silný neodymový magnet s remanencí kolem 11kG. Vidíte, mohl bych ho vyzkoušet s vodíkovou výbojkou, kterou mám. Děkuji Vám za inspiraci, je dobré psát si Zkusím to. Jo, pak ale bude třeba vymyslet, jak na to při nižší hodnotě mg pole...

Standa SZ.

Zdá se, že úsilí vedoucí ke změření Zeemanova jevu může být i v amatérských podmínkách korunováno úspěchem. S pořádným inštrumentem lze měřit magnetická pole ve slunečních skvrnách už kolem 3000 Gaussů... Viz tento článek. Byť inštrument jest domácí výroby...

Standa

No právě, s pořádným instrumentem... Zkusím dříve naznačenou cestu a postupný pokrok... Uvidíme.

Provedl jsem ten experiment. Použil jsem Dados s mřížkou 1200 vr./mm a kamerou QHY s výslednou disperzí 0.3 A/px. Na monitoru jsou dvě čáry, protože kamera zabírá dvě štěrbiny: 35mm nahoře a 25mm dole. Nasnímal jsem nejprve čáru H-alfa vodíkové výbojky a pak jsem těsně za výbojku umístil magnet. Sundal jsem si hodinky, protože už jednou jsem je po podobné manipulaci musel poslat do Eltonu, aby mi je odmagnetizovali. Magnet mi při dnešním pokusu dokonce k výbojce z druhé strany přitáhl i 30 cm vzdálenou lampičku. No nicméně, jak to při takových fyzikálních experimentech bývá: to, v co jsem doufal, se nestalo, zato jsem zjistil něco jiného Zářící atomy vodíku můj magnet zcela ignorovaly. Nestalo se vůbec nic ohledně jakéhokoli náznaku zeemanovského rozštěpení čáry. Ani náznaku rozšíření. Viz snímek níže. Poznatek č. 1, můj magnet je na to slabý. Fialová křivka je čára s magnetem, modrá bez magnetu. Na ose x jsou jen čísla pixelů, bylo zbytečné spektrum kalibrovat. Druhým poznatkem je, že elektronika kamery QHY interferuje s mým vf zdrojem pro kalibrační neonku. V obraze se objevují skupiny krátkých světlých čárek tam, kde je tma a tmavých čárek tam, kde je světlá čára. Efekt zmizel vždy po vypnutí zdroje kalibrační lampičky - ten je vidět na Dadosu, vedou od něj dva vodiče. Budu je muset odstínit. Po obalení kablíků Alobalem efekt zmizel. Moje předchozí kamery (IS DMK) to nedělaly. Asi zase nějaká významná čínská inovace s úsporou v modernějších kamerách QHY.

Zkusím se ještě porozhlédnout po hustší mřížce, třeba s 1800 vrypy/mm, držák pro Dados se dá koupit. Zamyslel jsem se a pořád mi vychází, že Slunce je relativně nejsnazší objekt. Je blízko, rotuje pomalu a i velké skvrny se na něm občas vyskytují. Hvězdy spektrální třídy B, A, které mají potenciál k silnému mg poli zase často velmi rychle rotují a tím znemožňují změřit relativně malé rozštěpení čáry, protože ho skryje dopplerovský shift čáry v rotaci. Ostatně jediný částečný úspěch jsem zaznamenal na Slunci, kdy čára byla opravdu širší v oblasti skvrny, než v okolní fotosféře.

Jeden magnet u výbojky nestačí. Magnetické pole je v jeho blízkosti dost komplikované. U nás na škole máme pro studenty úlohu zaměřenou na studium Zeemanova jevu. Měří se červená linie kadmiové výbojky (643,8 nm) umístěné v elektromagnetu, B<=1T. Jeho magnetické pole je zkalibrováno Hallovou sondou. V místě výbojky je jeho mag. pole víceméně homogenní. Jsem teď bohužel vytížen zkoušením studentů, ale příští čtvrtek bych mohl zkusit vymyslet, jak umístit do magnetu i běžné výbojky. Moc místa tam totiž není. Pak by se dal DADOS vyzkoušet v definovaných podmínkách.

Objednal jsem mřížku 2400 l/mm a pokusím se postavit spektroheliograf s dostatečným rozlišením, aby se dal tento jev pozorovat na Slunci.
Interferenční disperzní prvky - Fabry-Perotovy interferometry nebo Lummer-Gehrckerovy desky jsou v rozlišení o něco lepší, ale za ceny mírně řečeno astronomické...

Příjemné dny,

Standa

Pro mne byl tento experiment tak trošku vedlejší produkt. Není to úplně moje "kmenové" snažení, věnuji se hlavně radiálním rychlostem hvězd. Fotografoval jsem nějaké skvrny a Slunci v čáře H-alfa a napadlo mě vyzkoušet, kam až Dodos dosáhne vlastně téměř se standardním vybavením. Jsem nadšen, že Vás to inspirovalo, protože v amatérské spektrografii moc výsledků na toto téma není.

Saturn: spektra planety a prstencu
Minuly tyden jsem se pokusil poridit spektra Saturnu a jeho prstencu. Zamerem bylo prokazat pritomnost metanu v atmosfere planety, ktery ovsem chybi v prstencich.
Poridil jsem 5 snimku, kazdy 1s pomoci Newtona 200/f4 s koma korrektorem a kamerou ASI 1600 mm pro. Jako disperzni element poslouzil Star Analyzer SA 200, ktery byl 88 mm od cipu kamery. Toto vedlo k disperzi asi 2.2 Ang./pixel, atmosfericke rozliseni bylo samozrejme horsi, stejne jako vliv velikosti planety a prstencu. K justaci byla pouzita Vega a Balmerova serie Vodiku.
Na prvnim snimku je slozenina techto 5ti snimku, v leve casti je Saturn (presviceny), ktery je orientovan se svymi prstency svisle, vpravo je spektrum. Jiz tady jsou videt absorpcni pasy. Konsekventne, planeta (s trochou prstence) vede ke spektru, ktery je uprostred, spektrum prstence ja nahore a dole od centra. Tato izolovana spektra byla opravena na citlivost kamery, pozadi a spektrum prstence (sume signalu nahore a dolu od planety) bylo vynasobeno asi faktorem asi 1.3 k ziskani zhruba stejne intenzity uprostred rozsahu. Vysledek je na druhem obrazku.

Jak je videt, krome absorpcnich car Balmerovy serie vodiku a molekul kysliku v atmosfere, lze zcela jasne pozorovat ve spektru Saturnu i siroke absorpcni pasy metanu. Tyto pasy chybi ve spektru prstencu. Vyjimku tvori pas kolem 7200 Ang., kde je i absorpcni cara vody v atmosfere.
Priste Jupiter a Neptun.

Spektrum Neptuna
Na prvnim snimku je jeden snimek Neptuna (presviceny) + jeho spektra ziskany ve stejnou noc a stejnym zpusobem (dalekohled, ...) jako snimek Saturna, v predchozim prispevku. Na druhem snimku je profil Neptuna (opet zisklany stejnym zpusobem). Opet, krome linii vodiku Balmerovy serie, jsou videt zejmena absopcni cary CH4. Proc tentokrat nejsou tak videt cary molekuly kysliku, nevim.

Spektrum Jupitera
Na prvnim snimku je jeden snimek Jupitera(presviceny) + jeho spektra ziskany ve stejnou noc a stejnym zpusobem (dalekohled, ...) jako snimek Saturna a Neptuna, v predchozich prispevcich. Na druhem snimku je spektralni profil Jupitera (opet zisklany stejnym zpusobem). Absopcni cary CH4 jsou velmi siroke. To je z duvodu velikosti Jupitera na kamere a rozmazani car. V budoucnosti planuji nejakou sterbinu. Daji se pozorovat i cary molekul kysliku "vytusit" i cary vodiku Balmerovy serie (ktere jsou ovsem trochu posunuty).

Pořídil jsem taky SA200 na testy citlivosti DSLR, ale pro spektra je ideální mono kamera. Až bude jasno zkusím udělat spektrum přes mono kameru s SA200 a pak pro porovnání se spektrografem DSS-7, který má dvojnásobnou disperzi oproti SA200.

Už v dětství mě zaujaly informace v knize Planety od Josefa Sadila, že spektroskopicky je možné rozpoznat v atmosféře Jupitera čpavek a metan. Téměř před deseti roky jsem experimentoval s Dadosem vybaveným mřížkou 200 vrypů / mm. K tomu, abych ty správné absorpční čáry ve spektru našel, mi pomohla literatura, zejména Walkerův Spectral Atlas for Amateur Astronomers. Dovoluji si sem dát ten můj 10 let starý záznam.

Moc hezky, snad se s rozlisenim taky nekdy dostanu na uroven, kterou jste mel pred 10ti lety ... Stavim spektrograf, ktery by toho mel dosahnout.