Oddelek za fiziko Spektroskopija emisije nočnega neba avtor: Boštjan BERKOPEC smer: astronomsko-geofizikalna mentor: prof. dr. Tomaž ZWITTER Ljubljana, oktober 2013 Povzetek V seminarju je predstavljena astronomska spektroskopija, povezana z opazovanjem emisije nočnega neba. V njem se dotaknem zgodovinskih dogodkov in ljudi, ki so veliko prispevali k razvoju spektroskopije. Navedene so glavne značilnosti spektrov nočnega neba, naštete značilne emisijske črte, kot tudi povzročitelji le-teh. Med seboj primerjam prepustnost atmosfere nad nizko ležečimi observatoriji s pogoji na observatorijih z veliko nadmorsko višino. Na koncu se posvetim še analizi neba nad Ljubljano in prikažem obdelan spekter zvezde z vidnimi emisijskimi črtami ulične svetilke in Zemljine atmosfere.
Kazalo 1 Uvod 2 2 Zgodovinski pregled 2 3 Svetloba nočnega neba 3 3.1 Svetlikanje neba 3 3.2 Zodiakalna svetloba 4 3.3 Ostala svetloba 5 3.4 Efekt višine zračnega stolpca in prahu 6 4 Prepustnost Zemljine atmosfere 6 5 Svetlobno onesnaženje 8 6 Spekter neba observatorij Golovec 8 6.1 AGO spektrograf 9 6.2 Analiza AGO spektra neba 9 7 Zaključek 12 Literatura 12 1 Uvod Spektroskopija je v astronomiji poleg fotometrije najbolj pomembna metoda, s katero se določa lastnosti opazovanih objektov, tako zvezd, kot tudi galaksij. Objekt njenega preučevanja je spekter elektromagnetnega sevanja, ki prihaja od zvezd ali drugih vročih nebesnih teles. S pomočjo spektroskopije preučujemo sestavo zvezd, gibanje, hitrost vrtenja, kemično sestavo, temperaturo, težnostni pospešek. Pri dvojnih zvezdah je včasih mogoče točno določiti celo maso in velikost zvezde. Spektroskopija se uporablja tudi za pridobivanje informacij o sestavi kometov, odkrivanje planetov izven našega Osončja in za določanje oddaljenosti od nas najbolj oddaljenih objektov v vesolju. Mnogo zvezd je tako oddaljenih ali tako majhnih, da jih vidimo kot točke, zato uporabimo spektroskopijo, da jih ločimo od zvezd ali med seboj. Najbolj pogost namen uporabe spektroskopije v astronomiji je določanje hitrosti oddaljevanja oz. približevanja objektov v vesolju s pomočjo Dopplerjevega premika. 2 Zgodovinski pregled Eden izmed začetnikov astronomske spektroskopije je prav gotovo Descartes, ki je leta 1637 pojasnil izvor mavrice. Sledi pomembno leto 1666, ko je Isaac Newton s pomočjo prizme razklonil Sončevo svetlobo [1]. Mnogo znanstvenikov je preučevalo spekter Sončeve svetlobe, toda temne absorpcijske črte je opazil fizik W. H. Wollaston šele leta 1802. Leta 1814 je J. von Fraunhofer ponovno analiziral spekter in izdelal katalog 576 [2] spektralnih črt v Sončevem spektru. S pomočjo različnih prizem mu je uspelo dokazati, da so temne proge ves čas na istem mestu. Nomenklatura»Fraunhoferjevih črt«se je ohranila vse do danes. Leta 1842 je C. Doppler popisal t.i. Dopplerjev pojav, ki ima v spektroskopiji eno izmed najpomembnejših vlog. Gustav Robert Kirchoff je prvi, ki je pravilno razložil nastanek Fraunhoferjevih črt. V tem delu je Kirchoff leta 1859 pokazal, da temne Fraunhoferjeve D črte Sončevega spektra postanejo svetle, če pred režo postavimo plamen obarvan z natrijevo paro. Kirchoff je tako skupaj z Bunsenom preučeval segrevanje različnih kemijskih elementov. Leta 1868 je Huggins uporabil spektroskop (Dopplerjev pojav) za določanje radialnih hitrosti zvezd. V 20. stoletju postane spektroskopija eno izmed najbolj pomembnih orodij astrofizike. 2
3 Svetloba nočnega neba Poleg nebesnih teles, ki oddajajo ali odbijajo svetlobo, lahko na nočnem nebu opazimo tudi druge svetlobne pojave. Najbolj pogost pojav je prav gotovo sipanje ulične svetlobe na prašnih delcih, ki nam močno osvetljujejo temno nebo. Če pa se odpravimo nekoliko stran od mestnih luči, lahko opazimo svetlikanje neba, ki ga pogosto zamenjujemo s severnim sijem in zodiakalno svetlobo. Ta dva pojava bom v nadaljnjih poglavjih podrobneje opisal. Prispevke posameznih virov osvetlitve neba sem zbral v tabeli 1. Kasneje bomo spoznali, da najtemnejše dele neba, če izključimo svetlost neba zaradi uličnih svetilk, najdemo daleč od ravnine ekliptike, blizu zenita in ob času nizke aktivnosti Sonca. Svetlost V v enotah S 10 Običajni V zenita Svetlikanje neba ~145 + 130 ( _ 0.8)/1.2 ~145 22.4 mag arcsec 2 Aurora Navadno le v krajih z veliko geografsko širino Zodiakalna svetloba ~140 90 ( < 60 ) ~60 ( > 60 ) ~ 60 23.3 mag arcsec 2 Zvezde (V > 20) < 5 26.0 mag arcsec 2 Sipana zvezdna svetloba ~25 + 250 ( ) ~10 25.3 mag arcsec 2 Ekstragalaktična svetloba ~1 27.8 mag arcsec 2 Svetlobno onesnaženje < 20 za temno nebo Skupaj ~220 21.9 mag arcsec 2 Tabela 1: Tabela prikazuje posamezne prispevke k osvetlitvi neba v odsotnosti svetlobe Lune. Pri zodiakalni svetlobi sem z označil ekliptično širino, medtem ko je b pri sipani zvezdni svetlobi galaktična širina in S_sonca pri svetlikanju neba fluks sonca pri valovni dolžini 10.7 cm. Enačbi za zodiakalno svetlobo in za sipano zvezdno svetlobo sta bili dobljeni s pomočjo meritev in prilagoditve krivulj le-tem. V literaturi pogosto zasledimo površinsko svetlost v enotah S 10, kar ustreza eni zvezdi 10. magnitude na površini kvadratne stopinje (mag/deg 2 ). Površinsko svetlost lahko zapišemo tudi v enotah mag/arcsec 2, pri čemer S 10 pretvorimo po naslednji enačbi: = + 2.5, (1) kjer je m magnituda v filtru V, A je površina v kvadratnih ločnih sekundah. Če vstavimo v enačbo = 10 in = (1 deg) = (3600 arcsec), dobimo = 27.78 mag arcsec 2. Zdaj lahko skupno površinsko svetlost neba vidnega območja = 220 [3] zapišemo še v enotah mag/arcsec 2. 220 = 10. (. ) (2) Ko rešim zgornjo enačbo, dobim, da je celotna površinska svetlost neba enaka = 21.9 mag/arcsec 2. 3.1 Svetlikanje neba Svetlikanje neba (ang. Airglow) je pojav, ki nastane zaradi kemijskega spajanja, recimo samostojnih N in O atomov, ki jih je čez dan disociiralo obsevanje Sonca [4]. Spekter sestavljata kisikovi O I črti pri 5577 in 6300 Å in črti natrijevega dubleta 5890/6 Å, pri čemer natrij najdemo v morski soli, ki prinese ta element v višje plasti atmosfere. Pomemben del rdečega in IR spektra sestavljajo vibracijske in rotacijske črte OHˉ ionov. Svetlikanje nočnega neba je približno dvakrat svetlejše na geografski širini 70 v primerjavi s širino 20, pri čemer črta pri 6300 Å kaže kompleksno odvisnost od geomagnetnih koordinat. Svetlost nočnega neba sovpada z aktivnostjo Sonca. Ta se spreminja periodično s periodo ~11 let. Na treh različnih krajih (La Silla, San Benito in Hawaii) so izmerili, da je nebo v V filtru ~0.5 mag svetlejše pri maksimumu Sončeve aktivnosti [5]. 3
Pričakovati je, da se bo svetlost svetlikanja neba po koncu astronomskega mraka (Sonce je tedaj 18 pod obzorjem) zmanjševala s časom. Opazovanja kažejo, da se emisijska črta O I pri 6300 Å tekom noči zmanjšuje [6]. Svetlost svetlikanja neba lahko ponoči celo variira do nekaj 10%, odvisno od položaja na nebu in časa opazovanja. Spreminjanje intenzitete emisijske črte pri 5577 Å je povezana z oblaki snovi, ki oddajajo svetlobo in se premikajo na višini 100 km. Skozi leto, kot tudi skozi noč lahko prav tako zaznamo kvazi periodično spreminjanje svetlosti črt OHˉ, medtem ko se črte Na D redno spreminjajo z letnim časom. Slika 1: Nočno nebo na observatoriju Mauna Kea (Hawaii). Na spektru so vidne vse najbolj značilne emisijske črte nočnega neba. Pri daljših valovnih dolžinah se lepo vidi dominantnost OHˉ črt [7]. 3.2 Zodiakalna svetloba Zodiakalna svetloba je Sončeva svetloba sipana na medplanetarnem prahu, ki se nahaja v ravnini ekliptike in predstavlja lokalno tudi do polovice svetlobe nočnega neba [3]. Svetloba se pojavi v obliki trikotnika (slika 3), ki sega od bližine Sonca navzgor ob ekliptiki oz. zodiaku, zaradi česar se tudi imenuje zodiakalna svetloba. Jakost svetlobe pada s kotno oddaljenostjo od Sonca. Pri kotni oddaljenosti ~ 140 je jakost svetlobe minimalna, pri oddaljenosti 180 pa nastopi nov maksimum [8]. Pri zelo dobrih pogojih je ta svetloba v maksimumu vidna tudi s prostim očesom in se imenuje Gegenschein po nemški besedi za protisij. Razlag za nastanek tega pojava je več, kljub vsemu pa ostaja ta pojav premalo raziskan za trdne zaključke. Ena izmed razlag je nastanek protisija zaradi delcev, ki so na nasprotni strani Zemlje kot Sonce, in so za nas na Zemlji polno obsijani s svetlobo Sonca, podobno kot polna luna. Spet druga možnost za nastanek protisija je zaradi povečane gostote prašnih delcev v Lagrangevi točki L 2 Zemlje in Sonca [9]. Opazovanja so pokazala, da ima največji vpliv na protisij asteroidni prah. Premer delcev na katerih se svetloba siplje, se giblje od 10 do 300 mikronov. Zelo zanimiva ugotovitev je tudi, da jakost zodiakalne svetlobe rahlo naraste na ekliptiki pri oddaljenosti 60 od Lune, kjer se nahajata L4 in L5 Lagrangevi točki, v katerih pride do zgostitve prahu [10]. Tako kot pri svetlikanju nebu je tudi pri zodiakalni svetlobi moč opaziti variiranje svetlosti s cikli Sončeve aktivnosti. Ena izmed razlag je, da v času povečane aktivnosti Sonca, ko je močnejši tudi Sončevi veter, ta odpihne prah iz okolice [11]. 4
Slika 2: Grafa prikazujeta svetlost zodiakalne svetlobe na različnih ekliptičnih širinah v odvisnosti od ekliptične dolžine. Na grafu se lepo vidi minimum pri kotu ~140 in protisij na oddaljenosti 180 [8]. Slika 3: Slika prikazuje nočno nebo nad španskim observatorijem del Teide na Kanarskem otoku Tenerife. Poleg Rimske ceste se lepo vidi tudi zodiakalno svetlobo na kateri lahko najdemo Venero. Opaziti je tudi kot med zodiakalno svetlobo in Rimsko cesto, ki predstavlja nagnjenost ekliptike glede na galaktično ravnino [12]. Spekter zodiakalne svetlobe je zelo podoben Sončevemu spektru vse od UV do IR območja. Variacije zodiakalne svetlobe v zenitu je moč opaziti tudi v odvisnosti od letnega časa. Z letnim časom se spreminja višina ekliptike nad obzorjem in posledično tudi jakost sipane svetlobe v zenitu. V poletnih nočeh pri nižji ekliptiki je zodiakalne svetlobe v zenitu manj, pozimi pri visoki ekliptiki pa je zodiakalne svetlobe na severni polobli v zenitu več. Le-ta se z oddaljenostjo od ekliptične ravnine spreminja in znaša pri kotu = 30 le še pol toliko kot na ekliptiki. 3.3 Ostala svetloba Pomemben prispevek k svetlosti nočnega neba pripišemo k sipani zvezdni svetlobi, ki jo lahko zapišemo kot: ~25 + 250 ( ) (3) v S 10 enotah, kjer je b galaktična širina. K svetlosti neba prispevajo predvsem zvezde svetlejše od magnitude V=20, medtem ko je prispevek temnejših objektov zanemarljiv. Zvezdna svetloba, ki se 5
siplje na medzvezdnem prahu, je skoncentrirana na galaktični ravnini, analogno z zodiakalno svetlobo, skoncentrirano na ekliptični ravnini. Šibke galaksije k svetlosti neba prispevajo manj od 5 S 10, pri čemer sem podal zgornjo mejo vseh dosedanjih tovrstnih meritev. Ekstragalaktična svetloba tako prispeva le ~1% svetlobe nočnega neba, pri čemer je njena porazdelitev neenakomerna. 3.4 Efekt višine zračnega stolpca in prahu Pri visokem zračnem stolpcu, torej ko mora svetloba skozi debelo plast atmosfere, pride do močnega sipanja in absorpcije. Zato je prepustnost atmosfere največja v smeri zenita. Za razliko od te svetlobe je svetloba vzbujenih atomov in molekul (svetlikanje neba) svetlejša pri višjem zračnem stolpcu, kajti tam se nabere vzdolž poti skozi atmosfero več atomov. Intenziteto svetlobe nočnega neba zapišemo v odvisnosti od zenitne razdalje ZD kot (van Rhijnova funkcija) [13]: ( ) = (0)/ 1 /( + h) ( ), (4) kjer je R radij Zemlje, h višina tanke atmosferske plasti, ZD zenitna razdalja in (0) intenziteta svetlobe v zenitu. Za razdaljo ZD < 70 velja ( )/ (0) ~ č ~ sec(zd). Pri določenih emisijskih črtah lahko s pomočjo enačbe 4 določimo višino plasti, iz katere svetlikanje neba prihaja. Če označimo delež svetlobe, ki prihaja od svetlikanja neba z f, lahko izračunamo razliko svetlosti med smerjo na zenitni razdalji ZD in v smeri zenita v magnitudnih enotah: ( ) = 2.5 ( ) + (1 ) (0) / (0). (5) Pri f = 0.7, kar pripišemo Sončevemu minimumu, dobimo vrednosti za zgornjo enačbo ( ) = 0.04, 0.11, 0.20, 0.34, 0.54 mag za ZD = 20, 30, 40, 50, 60. Vrednosti ( ) so za ~10% večje pri Sončevemu maksimumu (f=0.8). V bližini horizonta je svetlikanje ozadja, tako kot ostala svetloba, močno sipano in absorbirano. Največje svetlikanje neba se zato pričakuje pri višini 10 nad obzorjem. Prah, ki se nahaja v ozračju, ima poleg ostalih dejavnikov velik vpliv na svetlost neba. Svetloba se na njem siplje in absorbira. Zato lahko pričakujemo, da bo temno nebo zaradi sipanja zodiakalne, zvezdne svetlobe ali Lunine svetlobe na delcih svetlejše tudi do nekaj 10%. Bolj pomembno od tega pa je onesnaženje, ki nastane, ko se ulična svetloba siplje na teh delcih. V večini primerov je ta svetloba celo močnejša od svetlikanja neba. Število delcev v zraku je odvisno od (človeškega) onesnaženje, količine cvetnega prahu... 4 Prepustnost Zemljine atmosfere Zemljina atmosfera, kljub odsotnosti megle ali oblakov, absorbira in siplje del svetlobe, ki prihaja iz vesolja. Zato bi lahko rekli, da je prepustnost atmosfere eden največjih problemov astronomskih opazovanj. Pri spektroskopiji vrednost prepustnosti ni toliko pomembna za razliko od fotometrije, kjer je ta bistvenega pomena. Na inštitutu v Parizu so izdelali model za 18 krajev, ki določa prepustnost atmosfere v odvisnosti od valovne dolžine, pri čemer so uporabili ameriški standardni model Zemljine atmosfere iz leta 1962 [14]. Prepustnost atmosfere (5) je definirana kot razmerje gostote svetlobnega toka, ki vstopi v atmosfero in gostote toka, ki pride do opazovalca (4). = + (6) = = 1 ( + ) = 1 ( + ), (7) 6
kjer sta A atm in S atm razmerji absorpcije in sipanja svetlobe v atmosferi in vstopne svetlobe. Osnovna formula za absorpcijo svetlobe med dvema frekvencama se glasi: 1 ( ) = 1, (8) kjer je optična globina, ki je ni lahko izračunati, saj je odvisna od marsičesa: modela atmosfere, zenitnega kota, ekstinkcije aerosolov, letnega časa, vetra, oblakov, prisotnosti megle, itd... V nadaljevanju predstavljena prepustnost atmosfere za določen kraj je izračunana za jasno nebo, brez oblakov, megle, dežja ali vulkanske aktivnosti. Podane so vrednosti za dve obdobji: pomlad-poletje in jesen-zima, kar pomeni, da se krajevno in časovno spreminja temperatura, zračni tlak, vlaga in ozonski profil glede na višino. Model prikazuje, da vlaga močno vpliva na prepustnost na območju infrardečega dela spektra, še posebno okoli valovnih dolžin 0.95 in 1.12 μm. Ta vpliv je še posebno močan pri nizko ležečih observatorijih. Tako lahko rečemo, da so višje ležeči observatoriji, kot je npr. Mauna Kea (4205m nadmorske višine), boljši od ostalih za opazovanja v infrardečem območju. Še vedno pa ti kraji odpadejo v primeru, ko bi morali opazovati blizu obzorja, to je pri zenitni razdalji okoli 90. V tem primeru ni druge rešitve, kot opazovanje, ko ali kjer je objekt višje nad obzorjem. Pri valovni dolžini 0.3 μm je v ultravijoličnem območju opaziti strm padec prepustnosti. To je posledica absorpcije ozona v višjih plasteh atmosfere. Ta je prisoten vse do okoli 50 km nadmorske višine. Kot smo ugotovili, so višje ležeči observatoriji veliko primernejši za fotometrična opazovanja, medtem ko lahko observatorije na manjših nadmorskih višinah uporabljamo za spektroskopska opazovanja. Študije prepustnosti nam pomagajo, da poiščemo dejanski spekter objekta, tako da mu glede na trenutno optično globino prištejemo svetlobo, ki jo je atmosfera absorbirala ali sipala. Slika 4: Prepustnost atmosfere dveh observatorijev v odvisnosti od valovne dolžine. Za analizo so bile 7
izbrane optične globine na območju 0.25-1.25 μm za sedem zenitnih kotov: 0 (polna črta), 15 in 75 (črtkano), 30 in 90 (črta-pika-črta-pika), 45 (pike), 60 (črta-pika-pika-pika). Izbral sem dva observatorija s skrajnima legama. Na grafu se lepo vidi, da je zenitna prepustnost nižjega observatorija po celem območju občutno nižja od višje ležečega observatorija, kar smo tudi pričakovali. Pri valovni dolžini 6000 Å je ta za Haute Provence okoli 0.7, medtem ko je prepustnost atmosfere pri Mauna Kea observatoriju 0.9. Opazna je tudi razlika prepustnosti v odvisnostni od letnega časa. Model prikazuje, da je za opazovanje primernejša zimska oz. jesenska atmosfera. Na grafih je vidna omenjena močna absorpcija vode v IR območju in absorpcija ozona na območju ultravijolične svetlobe [14]. 5 Svetlobno onesnaženje Observatorij La Palma kot tudi ostali visoko ležeči observatoriji, s pomočjo oblakov zelo dobro izkorišča svojo visoko lego. Oblaki, ki se naredijo pod observatorijem, zakrijejo ulične luči, ki zelo motijo astronomska opazovanja. Pozimi je teh oblakov več, poleti pa jih razprši dvigujoči se topli zrak. Poleg boljše prosojnosti atmosfere je to še en razlog, da so zimska opazovanja boljša od poletnih. Sama meritev nočnega neba brez svetlobnega onesnaženja je skoraj nemogoča, saj bi v ta namen bilo potrebno pogasniti vse luči. Natrijeva nizkotlačna svetilka je zelo dobra izbira z vidika astronomije zaradi emisije, ki je skoraj v celoti skoncentrirana v črti NaD 5890-6, torej na ozkem spektralnem območju. Koliko prispevajo luči te vrste k črtam natrijevega dubleta, je bilo moč opaziti leta 1995, ko so na Kanarskih otokih za 1 uro ugasnili okoli 100000 uličnih luči. Natrijeve nizkotlačne svetilke imajo poleg omenjenih NaD črt tudi zelo majhen prispevek pri valovni dolžini 5683/8 in 6154/61 Å, ki ga po navadi ni moč opaziti, ter zanemarljivi prispevek v kontinuumu. Natrijeve visokotlačne svetilke prispevajo v širokem območju okoli znanega natrijevega NaD dubleta. Njihov prispevek k spektru je velik tudi v kontinuumu med 5500 Å in IR območju, ter okoli črt 4665/9 Å, 4979/83 Å, 5149/53 Å, 5683/8 Å in 6154/61 Å. Spekter živosrebrnih svetilk vsebuje ozke črte pri valovnih dolžinah 3651/63 Å, 4047 Å, 4358 Å, 5461 Å, 5770 Å in 5791 Å, ter široke črte pri 6200 Å in 7000 Å. Za ta svetila je značilen tudi rahel prispevek h kontinuumu skozi celotno vidno območje [15]. V kontinuumu poleg naštetega prispevajo tudi wolframove žarnice, katerih spekter ne vsebuje ostrih črt, saj sevajo kot črno telo. Kaj pa LED svetila? Za enkrat še ne znamo narediti LED svetilk z učinkovito osvetlitvijo v ozkem spektralnem območju npr. okoli NaD dubleta. Če na svetilko namestimo filter, pa pri tem izgubimo precejšnji del svetlobe. 6 Spekter neba observatorij Golovec Poleg neustrezne lege nizka nadmorska višina, je nebo observatorija Golovec tudi močno svetlobno onesnaženo s strani uličnih in ostalih svetil. S tem podatkom uvrščamo observatorij med kandidate, kjer bi bilo smotrno izvajati spektroskopijo. Na spektru nočnega neba [16] nad observatorijem Golovec (slika 4) je opaziti črte živosrebrne svetilke, natrijevih visokotlačnih in nizkotlačnih svetilk, ter telurične črte (črte Zemljine atmosfere). Emisijska črta kisika je po pričakovanjih najbolj močna črta vidnega dela spektra Zemljine atmosfere, medtem ko črti natrijevega dubleta sovpadata s črtama natrijevih nizkotlačnih svetilk. Edina neznanka na spektru je široki minimum okoli valovne dolžine NaD. Morda gre za občutljivost spektrografa ali prispevek zaradi natrijevih visokotlačnih svetilk. Te imajo, kot sem že omenil, na območju ~5500-7000 A kontinuumsko emisijo, pri valovnih dolžinah Na dubleta pa je prisoten globok minimum. 8
5461 A Hg 5577 A O (sij) 5769 in 5791 A 5683 in 5688 A Hg Na 5890 in 5896 A Na +Na (sij) Slika 5: Spekter neba nad AGO, ki sem ga posnel 20. 10. 2012, z ekspozicijo 1 ure v smeri azimut = 42 in višina = 35. Vremenski pogoji so bili za opazovanje dobri: seeing je znašal 1.26'', temperatura spektroskopa je bila 20 C, teleskopa 15 C, Luna je bila 40% osvetljena v Strelcu, ter je zahajala po 22. uri. Na spektru neba sta lepo vidni obe emisijski črti natrijevega dubleta pri valovnih dolžinah 5890 in 5896 A, pri valovni dolžini 5577 A pa najdemo črto kisika. Vse tri naštete črte so posledice sija Zemljine atmosfere, medtem ko črtam natrijevega dubleta prispevajo tudi natrijeve svetilke. Emisijske črte pri valovnih dolžinah 5461, 5769 in 5791 A so posledice živosrebrnih luči, tisti pri 5683 in 5688 A pa nastanejo zaradi natrijevih visokotlačnih in nizkotlačnih svetilk. 6.1 AGO spektrograf Spekter je bil posnet s 70 cm teleskopom Vega, z razmerjem f/d=8.33. V nekaterih primerih, kot je npr. spektrograf v Asiagu, je spektrograf pritrjen na sam teleskop. Na Golovcu je ta postavljen v posebni sobi, kjer lahko vzdržujemo konstantne pogoje. To je ena izmed pomembnih prednosti, ki jih ima ta spektrograf. Svetlobo v spektrograf s teleskopa pripeljemo s 100 μm optičnim vlaknom. Na območju, ki ga spektrograf zajema bi bilo moč opaziti tudi prve emisijske črte atmosferske vode. Že takoj opazimo, da je resolucija spektrografa prenizka, da bi nizkim črtam v kontinuumu pripisali nastanek zaradi atmosfere. Zaradi majhnega teleskopa je nesmiselno povečevati resolucijo, saj bi s tem močno znižali razmerje signala proti šumu (S/N). Tako smo nekako prisiljeni uporabljati tovrsten spektrograf v namene, katerim trenutna resolucija zadostuje (npr. merjenje radialnih hitrosti). Resolucija moč AGO spektrografa je bila ocenjena s pomočjo spektra torij-argonove lučke. Ta ima mnogo ostrih črt, ki so razširjene le zaradi omenjene resolucijske moči spektrografa. Numerično je R enak kvocientu valovne dolžine in širine krivulje na polovični višini (FWHM) posamezne črte. Ta znaša okoli 4500, v rdečem delu spektra pa se dvigne tudi nad 5000. 6.2 Analiza AGO spektra neba Zanimalo me je, kako se z višino in smerjo spreminja spekter nočnega neba. Pomembno je, da se pri tovrstnem opazovanju vse spektre zajame v eni noči, saj se intenziteta emisijskih črt spreminja s časom. Opazovanje sem izvedel 20. 10. 2012. Spektre sem posnel na različnih višinah in smereh z 9
ekspozicijo 3x10 minut. Za analizo višinske odvisnosti spektrov nočnega neba, sem te zajemal v smereh: az = 222.8 alt = 38.8, az = 224.4 alt = 58.7, az = 225.7 alt = 68.7. Da bi ugotovil, kako se spekter neba spreminja s smerjo, sem posnel spektre še v naslednjih smereh: az = 43.8 alt = 36.8, az = 132.9 alt = 36.4, az = 301.8 alt = 37.6. Pri višinski odvisnosti lahko emisijo neba povežemo z dolžino poti z, ki jo svetloba z opazovanega objekta prepotuje skozi Zemljino atmosfero. V astronomiji pogosto tej dolžini pravimo zračna masa. V resnici se vrednosti zračne mase računa s številnimi popravki (slika 5) [17], v prvem redu in za kote ZD manjše od 80 pa lahko uporabimo spodnji približek: 1 = ( ), (9) kjer je ZD zenitna razdalja. Slika 6: Zračna masa v odvisnosti od zenitnega kota za različne modele. Vidimo, da se približek, ki sem ga navedel zgoraj, dobro obnaša pri kotih manjših od 80, medtem ko popolnoma odpove pri zračni masi tik nad obzorjem. V praksi se je nekako najbolj uveljavil model iz leta 1989 (Kasten in Young), ki dobro opisuje tudi zračne mase nizko nad obzorjem. Iz spektrov neba je mogoče razbrati, da se ti z višino in smerjo spreminjajo. Občutna razlika nastane tudi med črtami, katerih povzročitelji so svetilke in teluričnimi črtami. Če se osredotočimo na kisikovo emisijsko črto, najbolj močno emisijsko črto Zemljine atmosfere na opazovanem območju, lahko opazimo, da se tako z višino kot tudi s smerjo zelo malo spreminja (slika 6 in 7). Za razliko od kisikove črte, je največjo razliko med smermi in višino moč opaziti na črti živosrebrne svetilke pri valovni dolžini 5461 Å. Slika 7: Fluks emisijskih črt spektra neba na različnih višinah (38.8, 58.7, 68.7 ). Lepo se vidi, da fluks z višino pada. Opaziti je tudi, da je strmina krivulje pri teluričnih črtah veliko manjša kot pri črtah živosrebrne svetilke. 10
Slika 8: Fluks emisijskih črt spektra neba za 4 različne smeri. Domneva, da so emisijske črte v smeri proti Ljubljani intenzivnejše, se je izkazala za resnično. Ko snemamo spekter temnih objektov, lahko pogosto na spektru opazimo emisijske črte, ki nastanejo v Zemljini atmosferi. Lep primer je prikazan na sliki 9, ko poleg absorpcijskih črt zvezde opazimo tudi dve emisijski črti. Ti črti sta najmočnejši črti spektra AGO neba (5461 Å in 5577 Å). Opazovani zvezdi pripisujemo sij V=10.26 mag, kar pomeni, da bodo emisijske črte neba pri opazovanju temnejših objektov relativno gledano še izrazitejše. To nas pri določanju npr. radialnih hitrosti in ostalih atmosferskih parametrov zvezd ne moti preveč. Tako sem zopet prišel do zaključka, da so nizko ležeči observatoriji s slabimi atmosferskimi pogoji kljub vsemu primerni za izvajanje spektroskopije. Slika 9: Spekter zvezde TYC 1226-1794-1 z emisijskimi črtami neba. Zvezda je 10.26 V magnitude, ekspozicijski čas snemanja je bil 1 ura. Koordinate zvezde v času snemanja so bile azimut = 220, višina= 60. Na spektru je opaziti emisijsko črto živosrebrne svetilke pri valovni dolžini 5461 Å in telurično črto kisika pri valovni dolžini 5577 Å. 11
7 Zaključek Preučevanje spektra nočnega neba je pomemben del vsakega observatorija, ki se s spektroskopijo ukvarja. Najbolj značilne črte spektra neba so kisikove črte, še posebej črta pri valovni dolžini 5577Å, natrijeve emisijske črte, najbolj znani sta črti natrijevega dubleta (5890/6 Å), ter rotacijske in vibracijske črte OHˉ ionov. Poznamo tri najbolj značilne pojave, katerih posledica so emisijske spektralne črte: svetlikanje neba, zodiakalna svetloba, sipanje zvezdne svetlobe na prašnih delcih. Površinska svetlost temnega neba nad krajem s srednjo geografsko širino brez svetlobnega onesnaženja ali prisotnosti lune, znaša okoli 220 S 10, kar je 21.9 mag/arcsec 2. Na AGO smo dobili pričakovano višinsko kot tudi azimutalno odvisnost spektra. Zaradi različnih višin kontinuuma, katerih vzrok so umetna svetila, ki svetijo v kontinuumu, sem med seboj primerjal kar fluks posameznih emisijskih črt in ne ekvivalentno širino, kot je v tovrstnih meritvah navada. Na Ago spektrih lahko poleg kisikove črte opazimo tudi emisijske črte živosrebrnih svetilk in natrijevih nizkotlačnih svetilk, ki najmanj motijo astronomska opazovanja in so zato za astronome tudi najprimernejši ulični vir svetlobe. Kljub slabim atmosferskim pogojem lahko observatorij v Ljubljani koristno in konkurenčno uporabljamo v spektroskopske namene, npr. za določanje atmosferskih parametrov zvezd in radialnih hitrosti. Literatura [1] History of spectroscopy. Dostopno na: http://en.wikipedia.org/wiki/history_of_spectroscopy. (17. 10. 2013) [2] Brad Jones: The Discovery of Atomic Absorption Spectrometry. Dostopno na: http://www.wfu.edu/chemistry/courses/jonesbt/735/dark%20lines.pdf (17. 10. 2013 ) [3] Sky brightness. Dostopno na: http://en.wikipedia.org/wiki/sky_brightness (17. 10. 2013 ) [4] Airglow. Dostopno na: http://en.wikipedia.org/wiki/airglow. (17. 10. 2013) [5] Benn, C. R., Ellison, S. L.: La Palma night-sky brightness. New Astron. Rev 42, p. 503-507, 1998. [6] Tillu, A. D.: Night airglow at Poona. University of Poona, Poona 7, 1973. [7] CFHT Observatory Manual. Dostopno na: http://www.cfht.hawaii.edu/instruments/observatorymanual/cfht_observatorymanual_(sec _2).html (17. 10. 2013 ) [8] Kwon, S. M. et al: An observational model of the zodiacal light brightness distribution. New Astronomy, Vol. 10, Issue 2, p. 91-107, 2004 [9] Gegenschein. Dostopno na: http://en.wikipedia.org/wiki/gegenschein (17. 10. 2013) [10] Mercer et al: Space Res., 19, 467, 1979. [11] Asaad, A. S.: Decrease of the zodiacal light brightness with increasing solar activity. The obervatory, Vol. 87, p. 83-87, 1967. [12] Daniel Lopez: Observatorio del Teide. Instituto de Astrofisica de Canarias. Dostopno na: http://www.iac.es/divulgacion.php?op1=16&op2=400&id=45&img=93 (17. 10. 2013) [13] Leinert et al: The 1997 reference of diffuse night sky brightness. Astronomy and Astrophysics, Vol. 127, 1997. [14] Nitschelm, C.: Theoretical transmittance in the near UV, visible and near IR through the Earth atmosphere for several observatories. Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 74, 67-72, 1988. [15] Benn, C. R., Ellison, S. L.: La Palma night-sky brightness. Dostopno na: http://www.ing.iac.es/astronomy/observing/manuals/ps/tech_notes/tn115.ps.gz (17. 10. 2013) [16] Spektri dostopni na: http://astro.ago.fmf.uni-lj.si/index.html/ (17. 10. 2013) [17] Air mass. Dostopno na: http://en.wikipedia.org/wiki/air_mass_(astronomy)#citerefpickering2002 (17. 10. 2013 ) 12