Astronomické fórum

Ahoj,
snad se pomalu blizim k nejakemu rozumnejsimu pouzivani LowSpec-u. Ucim se a zkousim. Neco jde a neco jde o poznani hur. Navic to pocasi - nevim jak u vas, ale ja mam tady porad zatazeno a pokud zatazeno neni, tak sviti mesic az oci prechazeji. Snad se to zlepsi. Nicmene, minule pondeli bylo i pres ten mesic uz nacase neco vyzkouset. V ramci testu jsem poridil i spektrum M42, se sterbinou 100 mikrom zhruba podle prvniho obrazku (neni muj, je vypujceny z wikipedie). Pak jsem poridil 5 spekter, kazde s 15-ti sekundovou expozici (Newton 200/f4 + LowSpec 300 vrypu/mm + ASI1600mm Pro), ktere jsem slozil. Z tohoto jsem vybral centralni oblast - t.j. tu nejjasnejsi cast a projektoval na x osu. Kalibraci jsem provedl pomoci spektra Siria, ktery ma jasne definovanou Balmerovu serii vodiku. I tak stale zapasim s nelinearitou. Odchylky ve vlnove delce se pohybuji v centralni casti spektra na urovni 2 Ang., na krajich mohou byt ovsem az 20 Ang. Zatim spis jen tusim cim to je a nedari se mi to odstranit. Ale i tak jsem spokojen. Kdyz se zvetsi oblast kolem kontinua, vylezou i mensi emisni reflexe - to je patrne ze tretiho obrazku. Nemohu ovsem identifikovat jednu linii zhruva ve stredu rozsahu (oznaceno ?) a dusikove linie v blizkosti H alfa cary se spojily se silnou H alfou. Musim priste zkusit uzsi sterbinu (pouzil jsem asi prilis sirokou). Ale asi ani tak nebudu schopen dosahnout kvality Ch. Buila . viz link http://www.astrosurf.com/buil/nebula/HII/m42/m42.html. Zkusil jsem taky urcit hustotu castic v mlhovine. Diky tomu, ze linie S II (6716+6731) jsou metastabilni s dobou zivota neco pres hodinu a 20 minut, resp. je pad elektronu do zakladniho stavu a vyzareni fotonu zavisly na srazkach s jinymi casticemi (asi predevsim elektrony). Z pomeru jejich intenzit se da urcit hustota. Viz blize tady: https://web.williams.edu/Astronomy/rese ... rcise3.php
Udelal jsem prumer pres nejjasnejsi oblast s vysledkem ~3700 castic na cm^3. Je to zhruba o 50 % vic nez se ziska z dat pana Buila, ale v ramci chyby a v souladu s clankem P.M. Weillbacher et al. A&A 582, A114 (2015), ktery pro nejhustejsi oblast udava dokonce hustotu pres 10 000 castic na cm^3. Moje prumerna hodnota je tedy asi OK.

Dobrá práca.

Spektroskopia obecne patrí k najťažším astrofyzikálnym disciplínam a dokázať niečo určiť z takto slabých čiar S II je podľa mňa úspech.

Opýtal by som sa na priebeh kontinua v zväčšenine - je možné, že je to samotným jasom oblohy (prípadne pod vplyvom jasu Mesiaca), t.j. odrazené slnečné spektrum? Obávam sa, že pokiaľ nie je vyriešená táto otázka, nemá určovanie slabých "čiar" zmysel. V spektre tiež nevidím pozemskú kontamináciu Na I D čiarami, ani čiary Hg výbojok.

Yarkho:
Muzes prosim specifikovat vlnove delky ? Na dublet je na stejne pozici jako He I (5876), jedna Hg linie je na pozici otazniku a dalsi se kryji s jinyma carama. Nehledal jsem ovsem vsechny cary - ktere mas presne na mysli ?

Pár otázek .
Jaké je rozlišení na pixel ? Taky mi tam chybí ta sodíková čára D 5890 + 5896 Ang- světelné znečištění. Je velice blízko té He 5876 Ang , tedy rozdíl jen tedy 14-20 Ang . Není to nepřesně určení té He I čáry? Nemá to být právě ta D?

Tieto som mal na mysli:
Na I D 5890 a 5896 Å
Hg I 5461 Å

Je ich samozrejme viac, môže prispievať i Ne I, záleží na type a počte verejného osvetlenia.

OK, stravil jsem na tom nejake 4 hodiny. Ale to je dobre, alespon jsem se naucil nelinearni kalibraci .. Nuze, prikladam detail zpracovani se zminenou nelinearni kalibraci a naznacenim polohy Hg I, Na I doubletu a dvou malych linii N II. V miste ocekavane Hg I neco je, na te same poloze v pripade Siria nic neni. V pripade Na I je mozne v obou pripadech neco videt. Dusik je jen ve spektru M42. Myslim si tedy, ze Na dublet je opravdu "schovan v linii He I, ktera ma sirku v polovine maxima asi 11 Ang. Dalsim argumentem proti tomu, ze He I je ve skutecnosti Na dublet je fakt, ze He I je emisni linie, Na I dublet je absorpcni. Hg I "vyleze" jen pri delsi expozici - v M42. Co se tyka disperze, je to 1.18 Ang./pixel. Co se tyka kontinua, myslim ze to je tam kvuli tomu, ze M42 obsahuje spoustu prachu, ktery odrazi zareni okolnich hvezd a chova se do jiste miry jako "cerne teleso". Neni to jen ciste emisni mlhovina (coz neni vlastne ciste ani zadna jina mlhovina). Podle mne bude hrat presvicena obloha jen mensi roli. Nicmene doufam, ze mereni zopakuju (s uzsi sterbinou) a v nepritomnosti Mesice.

Jeste k tomu kontinuu - do sterbiny se samozrejme dostalo i svetlo nejakych hvezd v M42 ...

Kolega "Yarkho" Vám to jistě vše, jako super odborník, objasní. Obávám se ale, že na nějaké vysvětlení typu vniknutí světla hvězd do štěrbiny bych moc nespoléhal. Nějaké viditelné emise mohou být skutečně náhodné, třeba souvisejí se seeingem a pozemními zdroji světla. Pro kontrolu posílám spektrum okolí čáy H-alfa hvězdy Siirus, které jsem pořídil ze své pozorovatelny v Praze 4, Hodkovičkách přes dalekohled C8 a spektrograf Dados s mřížkou 1200 čar/mm.

Neviem, či som "super odborník" (keď, tak na úplne inú časť spektra vznikajúcu za iných podmienok, tu som leda tak informovaný amatér).

Na I D doublet môže byť i v emisii; záleží na podmienkach. V prípade sodíkových lámp a z nich odrazeného svetla oblohy určite v emisii je. Či je pozovaná He I v skutočnosti tvorená Na I doubletom by som overil namierením spektrografu mimo hmlovinu a získal spektroskopickú obdobu "flat field"-u.

Samozrejme zdrojov "pozadia" môže byť viac - jas oblohy, ovplyvnený Mesiacom, potom príspevky rozptylu pozemských zdrojov, napr. prachom v atmosfére, atď. Niektoré budú mať zložku kontinua, iné čiary, alebo kombináciu oboch.

Spektroskopia nikdy nebola jednoduchá a i profesionálne prístroje vyžadujú kalibráciu, ktorá je niekoľkokrát vylepšovaná. Čím viac o tom viem, tým je to horšie