Különleges csillagok spektrumvonalainak azonosítása

Átírás

1 SZEGEDI TUDOMÁNYEGYETEM Természettudományi és Informatikai Kar Kísérleti Fizikai Tanszék Csillagász szak Különleges csillagok spektrumvonalainak azonosítása NYÁRI SZAKMAI GYAKORLAT Készítette: Boros Rita Témavezető: Dr. Kun Mária, MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézet Szeged, 2010

2 Tartalomjegyzék Bevezetés... 3 Spektroszkópiai alapok... 4 Műszer adatok, mérés menete... 7 Spektrumok redukálása... 9 Széncsillagok UX Draconis Y Canum Venaticorum ST Cassiopeiae RR Lyrae csillagok RR Lyrae Emissziós vonalas csillagok Cygni Cygni Cygni Összefoglalás Köszönetnyilvánítás Irodalomjegyzék

3 Bevezetés nyarán lehetőséget kaptam, hogy egy hetet Piszkéstetőn, A Magyar Tudományos Akadémia Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében (MTA KTM CsKI) tölthessek. Ez idő alatt megtanulhattam az ottani 1 m átmérőjű Ritchey-Chrétien-Coudé szerelésű távcső és az arra rögzített Jobin-Yvon CP típusú rácsos spektrográf kezelését. Kun Mária és Rácz Miklós segített ebben. Az egy hét alatt négy éjszaka hét objektumról rögzítettünk spektrum felvételt, ezek korrigálása, redukálása és vonalazonosítása volt a feladatom. Három széncsillagról (UX Dra, Y CVn, ST Cas), az RR Lyrae-ről és három emissziós vonalas (28 Cyg, 55 Cyg, 66 Cyg) csillagról készült színkép. Az objektumokról spektroszkópiai méréseket felvenni és azokból az adatokat kinyerni fontos a csillagászatban, hiszen számos információt nyerhetünk belőlük, pl. kémiai összetétel. 3

4 Spektroszkópiai alapok A spektroszkópia, vagyis a színképelemzés a csillagászat egyik legfontosabb területe a fotometria mellett. Ez az ága a csillagászatnak az objektumok színképének előállításával és tanulmányozásával foglalkozik. Ha a fehér fény valamilyen bontó elemre, például optikai rácsra vagy prizmára érkezik, akkor a szivárvány színeire bomlik, ekkor alakul ki a spektrum, vagyis a színkép. Általánosan azt mondhatjuk, hogy ekkor valamilyen elektromágneses sugárzás hullámhossz szerint felbontott nyalábját kapjuk. A színképek osztályozása a csillagok légköri hőmérsékletére és nyomására épül. Az izzó szilárd testek, folyadékok vagy sűrű magas hőmérsékletű és nagynyomású gázok összefüggő, vonalak nélküli folytonos spektrumot mutatnak, ez a kontinuum. A világító ritka gázok kisebb nyomáson és alacsonyabb hőmérsékleten csak az atomjaikra jellemző bizonyos hullámhosszakon sugároznak, fényes emissziós vonalak jelennek meg a folytonos sáv helyén. Ha hidegebb gázon halad keresztül valamilyen sugárzó objektum fénye, akkor pedig elnyelési vagyis abszorpciós vonalas spektrumot kapunk. A legtöbb csillag spektrumára az abszorpciós vonalak a jellemzőek. A csillag mélyebb zónáiból származó folytonos színképet adó fénysugarak keresztülmennek a külső hidegebb rétegen, a légkörön, amely atomjai elnyelnek egyes hullámhosszakon. Az egyes színképeket az atomok fotonokkal való találkozása során létrejövő kölcsönhatás határozza meg, az atomok energiaszintjeinek a változása. Ha az atom foton elnyelése során magasabb energiaszintre ugrik, akkor abszorpció, ha foton kibocsátásával alacsonyabb szintre kerül, akkor emisszió jön létre. A csillagokat színképtípusokba sorolhatjuk, ezek a típusok a hőmérséklet szerint vannak meghatározva. A főtípusok az O-B-F-G-K-M jelöléseket kapták, az O-tól az M-ig folyamatosan csökken a hőmérséklet. Minden egyes színképtípust még altípusokra bontottak, ezeket 0 és 9 közötti számokkal jelöljük. A csillagoknak ilyen fajta beosztásához még jön a luminozitási osztályokba való sorolás is, amelyeket pedig római számokkal jelölünk. A Nap színképosztálya G2V. A csillagok színképtípusainak jellemzőit az 1. Táblázat mutatja, a luminozitási osztályokat pedig a 2. Táblázat. 4

5 Típus Hőmérséklet [K] Látszó szín Jellemző színképvonalak Példa O > kék HeII, HeI, HI, OIII, NIII, CIII, SiIV Regor B kékes-fehér HeI, HI, CII, OII, NII, FeIII, MgIII Rigel A fehér HI (itt a legerősebb), ionizált fémek Sirius F sárgás-fehér HI, CaII, TiII, FeII Polaris G sárga CaII, FeI, TiI, MgI, HI, néhány molekulasáv Nap K narancssárga CaII, HI, molekulasávok Albedaran M < 3700 vörös TiOI, CaI, molekulasávok Betelgeuse 1. Táblázat: A fő színképtípusok jellemzői. (Rees 2006) Luminozitási osztály Név Luminozitási osztály Név VII fehér törpék III óriások VI szubtörpék II fényes óriások V fősorozati csillagok Ib szuperóriások (törpék) Ia fényes szuperóriások IV szubóriások 0 hiperóriások 2. Táblázat: Luminozitási osztályok. (Gray, Corbally 2009) A csillagok fentebb felsorolt tulajdonságai közötti kapcsolatot a Hertzsprung-Russell-diagram (HRD) illusztrálja grafikusan. A vízszintes tengelyen a színképtípus szerepel, amely a hőmérséklet eloszlásnak felel meg, a függőleges tengelyen pedig a luminozitás, amely átszámolva a fényességet adja. A csillagok a luminozitási osztályoknak megfelelően csoportokba rendeződnek a diagramon. A csillagok sugara a bal alsó saroktól átlósan felfelé növekszenek, amíg a tömegük a jobb alsó saroktól átlósan felfelé. A HRD a csillagászat legfontosabb diagramja, hiszen a csillagok fejlődési állapotát mutatja. Az 1. Ábrán a HRD látható. A színképvonal tanulmányozása során több fizikai és kémiai tulajdonságra következtethetünk, pl. kémiai összetételre, hőmérsékletre, nyomásra, felszíni gravitációra, csillag forgására, radiális sebességre, csillagszélre, tömegvesztésre, a csillag körüli anyagra, kettősségre. (Vinkó, Szatmáry, Kaszás, Kiss 1998) 5

6 1. Ábra: Hertzsprung-Russell-diagram, a csillagok luminozitása (abszolút fényességük) a színképtípusuk (hőmérsékletük) függvényében ábrázolva. A római számok a luminozitási osztályokat jelölik. 6

7 Műszer adatok, mérés menete A feldolgozott spektrumokat az MTA KTM CsKI piszkéstetői obszervatóriumában elhelyezett 1 m átmérőjű Ritchey-Chrétien-Coudé típusú távcsőre rögzített rácsos spektrográffal mértem ki. Egy Jobin-Yvon CP típusú rácsos spektrográf van a távcső kimenetére felszerelve. A 2. Ábrán látható a spektrográf optikai vázlata. 2. Ábra: A spektrográf optikai vázlata. (Rácz 2009, Az ablak résznél illeszkedik a spektrográf és a távcső. A rikító zöld színnel satírozott részek mentén haladhat a fény. Az alsó VersArray 1300B CCD-kamera használatos a fotometriai méréseknél az elé felszerelt szűrőváltóval együtt. A többi rész pedig a spektrumkészítéshez szükséges. Sorban az alábbiak: a spektrográf elektronikája és az ellensúly, a fényútváltó a lámpákkal, a réskamra, a spektrográf és a rászerelt CCD kamera. A fényútváltó valójában egy forgóasztal, amelyre egy ellensúly, egy tükör és egy fehér felület van szerelve. Ha fotometriai üzemmódban használjuk a rendszert, akkor az ellensúly van beforgatva, afelett elhalad a fény a CCD irányába. A hármas állás a tükör, amely a bejövő fényt a spektrográf felé irányítja, így készülhet az objektumunkról a spektrum. A második állás pedig a fehér felület, amelyet megvilágít egy a tengelyen kívülre eső izzólámpa, így a felület képéről készítünk spektrumot, amelyet később felhasználunk a flat-field korrekciónál. Itt helyezkedik még el a HgNe spektrállámpa, amely segítségével a hullámhossz-kalibrációt végezzük el. 7

8 A hagyományos elrendezés helyett, miszerint a sík rács után helyezkedik el a kameratükör, itt egy konkáv rács van beszerelve, amely nemcsak felbontja a fényt hullámhossz szerint, hanem le is képezi a CCD-re. A rendszer optikai adatai: Primer résszélesség: 0.2 mm Relé lencse nagyítása: 0.16 Hullámhossz-tartomány: 3600 Å Å Spektrális felbontás: 6 Å/pixel A Jobin-Yvon CP típusú rácsos spektrográf adatai: Résszélesség: 0.1 mm Rácsátmérő: 70 mm Rács vonalsűrűség: 285 vonal/mm Rács fókusztávolság: 140 mm Hullámhossz-tartomány: 1900 Å Å Spektrum hossza: 25.2 mm A spektrográfra szerelt Apogee Alta U30 OE kamera adatai: CCD pixelszám: 1024 * 256 CCD pixelméret: Elérhető hőmérséklet különbség: 26 μm * 26 μm 50 o C A kamera számítógépes vezérlése a MaxIm DL Pro 5 programmal történik. A fényútváltás, valamint a lámpák kapcsolása pedig az SP011 programmal, ezek felülete látható a 3. Ábrán. A mérések folyamán a távcsövet vezetni kellett. Van rajta ugyan óragép, de a rés szélessége miatt, a csillag közepének pontosan egy adott pixelen kell lennie. Ezt úgy oldottuk meg, hogy fotometriai képet készítettünk még mérés előtt, ott beállítottuk a megfelelő pixelre a csillagot. A kép alsó részén kiválasztottunk egy csillagot és annak megjegyeztük pixelkoordinátáit. Majd átállítottuk hármas állásba (tükör, spektrumkészítés) a forgóasztalt és elkezdtük a spektrum felvételét. Eközben fotometriai képeket is készítettünk, ugyanis a tükör nem a teljes látómezejét takarja ki a fotometriai kamerának, körülbelül az alsó egyharmad rész látszik, és azon figyeltük a kiválasztott csillag pixelszámait. Ha már csak két pixelt is odébb mászott a távcső, akkor közben állítottunk rajta, és ezt folyamatosan ellenőriztük. Különösen azért, mert volt 15 perc expozíciós idejű kép is. 8

9 3. Ábra: Spektrográf számítógépes vezérlő felülete. A felső panel a spektrum felvétele. Középen balra a spektrum fényintenzitása, jobbra a kamera kontroll ablakja látható. Az alsó sorban a baloldali panelen a képkészítések sorozatát állíthatjuk be, a jobboldalin a lámpák kapcsolása és a fényútváltó állítása lehetséges. Spektrumok redukálása Egy hullámhosszkalibrált, kontinuum-normált spektrum eléréséhez több korrekciós képre is szükség van. A CCD képek a kamera tulajdonságai miatt hibákkal terheltek. A korrigáláshoz szükséges képek: Bias kép: 0 expozíciós időhöz tartozó kép, a detektor ekkor is mutat jeleket, ezeket le kell vonni a képekből. Dark kép: Ez egy az objektum expozíciós idejével megegyező expozíciós idejű kép, amellyel a kamera sötétáramát tudjuk kiküszöbölni. Flat-field kép: A CCD kamera pixelei nem egyforma érzékenysége miatt, illetve a szennyeződések korrigálására készülő kép. A spektroszkópiában vagy egy a spektrográfba szerelt izzólámpával világítják ki a rést, vagy a lámpával megvilágított fehér felület képét veszik fel, mi az utóbbit alkalmaztuk. Spektrállámpa kép: A hullámhossz-kalibráláshoz szükség van egy ismert emissziós vonalakkal rendelkező spektrállámpa képére, hogy a hullámhosszakat beazonosítsuk. Jelen esetben ez egy HgNe lámpa volt. 9

10 Az éjszakák folyamán a bias, dark, flat képekből több kép is készült, hogy azokat összeátlagoljam, így jobban kiszűrhetőek a hibák. Magát a redukálást a National Optical Astronomical Observatory IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) nevű programjával végeztem. A redukálás menete az alábbi: 1. átlagolt bias kép elkészítése: noao / imred / ccdred / zerocombine task 2. bias korrekció az összes többi képre (dark, flat, objektum, spektrállámpa): naoa / imred / ccdred / ccdproc task 3. átlagolt dark kép létrehozása: noao / imred / ccdred / darkcombine task 4. dark korrekció az összes többi képre (flat, objektum, spektrállámpa): noao / imred / ccdred / ccdproc task 5. átlagolt flat kép létrehozása: noao / imred / ccdred / flatcombine task 6. flat korrekció a többi képre (objektum, spektrállámpa), valamint a hasznos tartományrész kiválasztása: noao / imred / ccdred / ccdproc task 7. apertúra megkeresése az objektumra: noao / twodspec / apextract / apall task 8. apertúra megkeresése a spektrállámpára: noao / twodspec / apextract / apall task 9. hullámhossz-kalibráció a spektrállámpa képére: noao / onedspec / identify task A 4. Ábra az azonosítást mutatja. 4. Ábra: HgNe spektrállámpa vonalainak azonosítása. A csúcsokra írt értékek a hullámhosszat mutatják Å-ben. A fekete vonallal jelzett görbe (felső) 10s expozíciós idejű felvétel, amíg a lila színnel jelzett (alsó) 0.03s-os. 10

11 10. fejléc szerkesztése (objektum és spektrállámpa spektrumok összetartozása): noao / onedspec / refspectra task 11. hullámhossz-kalibráció az objektumra: noao / onedspec / dispcor task 12. korrekciós függvénnyel való szorzás: sarith task 13. ábrázolás és elemzés: noao / onedspec / splot task Az ott töltött egy hét alatt (2010. augusztus ) négy éjszaka történt mérés, a többi este borult volt. Ez idő alatt 7 objektumról vettünk fel spektrumot, 3 széncsillagról, az RR Lyraeről és 3 emissziós vonalas csillagról. A 3. Táblázat ezeket az objektumokat tartalmazza. Objektum neve HD azonosító Felvétel ideje Expozíciós idő [s] UX Dra augusztus Y CVn augusztus ST Cas augusztus RR Lyr augusztus Cyg augusztus Cyg augusztus Cyg augusztus Táblázat: Az észlelt csillagok megfigyelési adatai. Mivel a spektrográf kisfelbontású, így csak az erősebb vonalakat tudtam azonosítani, amely az utóbbi négy csillagnál, egy-két kivétellel körülbelül megegyezik, főleg a H vonalak, CaII K és H vonala, NaI D vonala. A földi légkör elnyelési vonalai is szépen kivehetőek, az oxigén molekula és a vízgőz jelenik meg ezen a tartományon. A vonalak laboratóriumi hosszát Gray 1992-es könyvéből vettem. A csillagok további általános jellemzőit, amelyek az egyes objektumoknál kerülnek bemutatásra a Simbad adatbázisából vettem ( 11

12 Széncsillagok A fő színképtípusok mellett egy új színképtípust is alkottak, a C jelűt. Ez a C betű a széncsillagokat jelöli. Eleinte a G, K, M típusba sorolták őket, mivel hőmérsékletük ezekhez a csillagokéhoz hasonlítanak, azonban a szokásosnál sokkal több szenet tartalmaznak, ezért inkább új csoportot hoztak létre nekik. Ezek a csillagok vörösek, általában óriások vagy szuperóriások, kevesebb fősorozati csillaggal. A C típuson belül több osztályt is kialakított Keenan és Morgan 1941-ben és ezt egészítette ki Keenan 1993-ban. Az első változat fő színképtípusoknak való megfeleltetését a 4. Táblázat tartalmazza, a későbbi kiegészítéseket pedig az 5. Táblázat. Ekvivalens típusok Szénsorozat típusai Ekvivalens típusok Szénsorozat típusai G4 - G6 C0 K3 K4 C4 G7 - G8 C1 K5 M0 C5 G9 - K0 C2 M1 M2 C6 K1 K2 C3 M3 M4 C7 5. Táblázat: Szénsorozat megfeleltetések (Keenan & Morgan 1941). Az oxigén csillagokkal ekvivalens típusok R sorozat N sorozat CH sorozat G4 - G6 C R0 C H0 G7 - G8 C R1 C N1 C H1 G9 - K0 C R2 C N2 C H2 K1 K2 C R3 C N3 C H3 K3 K4 C R4 C N4 C H4 K5 M0 C R5 C N5 C H5 M1 M2 C R6 C N6 C H6 M3 M4 C N7 M5 M6 C N8 M7 M8 C N9 6. Táblázat: Széncsillagok Keenan-rendszere (1993). 12

13 A ma használatos rendszer jellemzői: C-R: A széncsillagok közül a legforróbbak, I. populációsak. Erős izotópsávokat mutatnak. C-N: I. populációs csillagok. Színképük erős diffúz spektrumvonalakat mutat a látható kék tartományban. C-H: II. populációs fényes csillagok, általában kettős rendszerek részei. Színképük erős abszorpciós CH-sávokat tartalmaz. C-J: Hideg csillagok, magas 13 C-tartalmúak. Színképük erős szénhidrogén-gyök és C 2 sávokat mutat. C-Hd: Hidrogénhiányos (Hydrogen deficient) fényes óriáscsillagok. Színképükben a hélium jelentős, de előfordulnak benne CH és C 2 molekulák is. 13

14 UX Draconis Az UX Draconis a Draco, Sárkány csillagképben helyezkedik el, koordinátája: α=19 h 21 m s és δ=+76 o Ez az objektum egy szemi-reguláris b (SRb) típusú változó, radiálisan pulzáló vörös óriás csillag, 168 napos periódussal. Vizuális fényessége 5.94 m és 6.54 m között változik. Távolsága fényév ( pc), C5II színképtípusú. Heliocentrikus radiális sebessége 6 km/s, felszíni hőmérséklete 2897 o C, fémtartalma augusztus 13-án éjjel készült spektroszkópiai felvétel erről a változóról 300 s-os expozíciós idővel, a kiredukált spektrum az 5. Ábrán tekinthető meg. A NaI D vonala erős abszorpcióban jelenik meg, valamint a földi légkör egyik elnyelési sávja azonosítható. 5. Ábra: Az UX Draconis csillag hullámhosszkalibrált spektruma. 14

15 Y Canum Venaticorum Az Y Canum Venaticorum, ismertebb nevén a La Superba a Canes Venatici, Vadászebek csillagképben látható az α=12 h 45 m s és δ=+45 o koordinátán. SRb pulzáló változó vörös óriás csillag, vizuális fényessége 4.8 m és 6.3 m között mozog 158 napos periodicitással. Távolsága fényév ( pc), C7Iab - J színképtípusú, 11,7 km/s heliocentrikus radiális sebességű. Felszíni hőmérséklete 2724 o C, az egyik leghidegebb csillag, fémtartalma pedig megegyezik a Napéval augusztus 14-én éjjel mértük ki a vörös óriás spektrumát 30 s-os expozíciós idővel. A hullámhosszkalibrált spektrumot a 6. Ábra mutatja. A NaI D vonala és a földi oxigén molekula van a képen bejelölve. 6. Ábra: Az Y Canum Venaticorum csillag hullámhosszkalibrált spektruma. 15

16 ST Cassiopeiae Az ST Cassiopeiae, ahogy a neve is mutatja egy SR típusú pulzáló változó csillag a Cassiopeia csillagképben, az α=00 h 17 m s és δ=+50 o koordinátán található. Átlagos vizuális fényessége 7.5 m. Színképtípusa C4 - N, heliocentrikus radiális sebessége -43 km/s augusztus 14-én éjjel készült kép az objektum színképéről 900 s-os expozíciós idővel. A kiredukált, hullámhosszkalibrált spektrum a 7. Ábrán nézhető meg, a NaI D elnyelési vonala és a földi légkör egyik elnyelési sávja látszik az ábrán. 7. Ábra: Az ST Cassiopeiae csillag hullámhosszkalibrált spektruma. 16

17 RR Lyrae csillagok Az RR Lyrae csillagok a pulzáló változócsillagok csoportjába tartoznak. A pulzáló változók periodikusan változtatják a méretüket, ezzel együtt fényességüket és egyéb paramétereiket is. Az RR Lyrae csillagok az instabilitási sávban helyezkednek el. Nagy számban fordulnak elő gömbhalmazokban, ezért halmazváltozóként is emlegetik. II. populációs, fémszegény csillagok, 1M -nél kisebb tömegűek, kicsi az abszolút fényességük, pulzációs periódusuk kevesebb, mint 1.5 nap, fényesség változásuk 1 m körüli. Négy csoportjukat különböztetjük meg: RRab: Alapmódusban pulzálnak, periódusuk 0.3 napnál több, effektív hőmérsékletük 6000 K körüli, erősen aszimmetrikus fénygörbét mutatnak. RRc: Első felharmonikusban pulzálnak, periódusuk 0.6 napnál rövidebb, effektív hőmérsékletük 7500 K körüli, szimmetrikusabb és kisebb amplitúdójú változást mutatnak, mint az ab csoport tagjai. RRd: Alapmódusban és első felharmonikusban pulzálnak. RRe: Második felharmonikusban pulzálnak. A pulzációt a κ mechanizmus hajtja. Főleg a H ionizációs zóna játszik kulcsszerepet. Ha a csillag összehúzódik, az ionizációs zóna a hőmérséklet függése miatt közelebb kerül a felszínhez, ennek hatására megnő az opacitás, több sugárzást fog elnyelni, ezáltal felmelegszik, kitágul. Az ionizációs zóna mélyebbre kerül a csillagban, ekkor lehűl, majd összenyomódik a csillag, és ez a folyamat ismétli önmagát. Az RR Lyraek esetében egy igen érdekes effektust fedeztek fel, a Blazhko-effektust. A fénygörbe modulációja figyelhető meg, az átlagos fénygörbére egy időben változó fázisú, kis amplitúdójú szinuszgörbe rakódik rá. A torzulás a fénygörbe felszálló ágán, valamint a fénymaximum környékén következik be. (Cooper, Walker 1994) A periódus tipikus értéke néhány 10 nap körül mozog. Az RRab-k 20 %-a, az RRc-k 2 %-a mutat ilyen jellegű effektust. Az effektus oka nem ismert, csak feltételezések vannak. Kettő elmélet is van rá, a nem radiális oszcillációkat és a fénygörbében jelentkező modulációs jelenséget egy asszimmetrikus, forgó csillagra való rálátási effektussal magyarázzák. rezonancia modell: Rezonancia jön létre az alapmódus és egy nemradiális módus közt. Ennek következtében a radiális módusnak megfelelő csúcs egyenkörű triplettre hasad fel, ez a fénygörbén amplitúdó modulációt eredményez. 17

18 ferde rotátor modell: A csillag erős mágneses térrel rendelkezik, a mágneses tengely nem esik egybe a forgástengellyel. A csillag felszínén jelentős nem radiális torzulások jönnek létre, a forgás miatt változik a rálátás, így amplitúdó modulációt tapasztalunk a fénygörbén. Az RR Lyraeknél megfigyelhető a fényességük és a pulzációs periódusuk közti összefüggés, így megadható távolságuk. Mivel abszolút fényességük függ a fémességüktől, ezért az RR Lyrae-k esetében periódusfényesség-fémesség relációról beszélünk: M = a log P + b[ Fe / H ] + c, (1) ahol M az abszolút magnitúdó, P a pulzációs periódus, [Fe/H] a fémesség mértéke, a, b és c pedig különböző konstansok. Ha pedig az abszolút fényesség ismert, akkor a távolságmodulust felírva, látszó fényességet mérve, a távolság kiszámolható: m M = 5 + 5log r, (2) ahol m a látszó fényesség, M az abszolút fényesség, r pedig a távolság. Körülbelül 1 Mpc távolságig használhatóak, Tejútrendszeren belül sokszor őket alkalmazzák. 18

19 RR Lyrae Az RR Lyrae a legfényesebb RR Lyrae változó, a csoport róla kapta a nevét. A Lyra, Lant csillagképben látható, az α=19 h 25 m s, δ=+42 o koordinátán. Fényessége 7.06 m és 8.12 m között változik, periódusa nap, távolsága fényév ( pc). Az A8-F7 színképosztályba tartozik, heliocentrikus radiális sebessége km/s. Felszíni hőmérséklete 6200 o C, fémtartalma Az RR Lyrae-ről augusztus 15-én éjjel készült spektrum felvétel, 15 perces expozíciós idővel. A 8. Ábrán látható a kiredukált spektrum, a 9. Ábrán pedig az azonosított vonalak a 3500 és 8500 Å közötti tartományon. Látszik, hogy a H-vonalak erősek. 8. Ábra: Az RR Lyrae csillag hullámhosszkalibrált spektruma. 19

20 9. Ábra: Az RR Lyrae csillag 3500 Å és 5000 Å között (fent) valamint az 5000 Å és 8500 Å között (lent) azonosított vonalai. 20

21 Emissziós vonalas csillagok A legtöbb csillag színképe abszorpciós vonalas. Azonban megfigyelhetünk emissziósat is. Az első ilyen csillagot Angelo Secchi atya fedezte fel 1866-ban, a γ Cassiopeiae-ben a H β vonalát látta emisszióban. Az emissziós vonalas spektrumú csillagokról elsődlegesen a Be csillagok jutnak eszünkbe. A B a színképosztályt jelöli, az e pedig az emissziót. A Be emissziós vonalas csillagok, többnyire olyan fősorozati csillagok, amelyek gyors rotátorok, felszínéről anyag dobódik ki, a lerepült anyag a csillagot az egyenlítője környékén körülvevő korongot alkot. Az emissziós vonalakat a diskben jelenlévő forró csillagkörüli gázok okozzák, amikor éléről látunk rá. Emisszióban a hidrogén Balmer-sorozatának vonalai és általában az egyszeresen ionizált vas vonalai mutatkoznak. A spektrumuk és fényességük több időskálán is változik, a perces-órás periódustól egészen a tíz éves periódusidőig. (Gray, Corbally 2009) Az emissziós vonalas csillagoknak nem csak a fentebb bemutatott csoportja van. A B típusú szuperóriások H α -ban mutathatnak emissziót. A Herbig-féle Ae/Be típusú fősorozat előtti csillagok infravörös többletét a csillagkörüli hideg vagy forró por vagy mindkettő hozza létre. Ellentétben a klasszikus Be típusúakkal, ugyanis ott az infravörös többletet az ionizált gáz szabad-szabad és szabad-kötött emissziója okozza. A HAe/Be csillagok gyakran csillagkeletkezési régiók környékén találhatóak. Ha a vonal vörös oldala sokkal meredekebb, mint a kék, akkor P Cygni-profilról beszélünk, ez egy abszorpcióból emisszióba átmenő vonalprofil. Ez azoknál a csillagoknál jelenik meg, ahol a központi objektumot egy táguló gázfelhő veszi körül. Ahogy tágul a felhő, Doppler-effektus következik be, az abszorpció eltolódik kékbe, ezért egymás után jelennek meg a vonalak és nem egymásra rakódnak. A Be héjcsillagok esetében a spektrumban az emissziós Balmer vonalakon központi keskeny abszorpciós komponens is megjelenik, amely egészen a kontinuum szintje alá is mehet. (Szaniszló 2005) A B típusú csillagoknál emissziós vonal létrejöhet tiltott átmenetek esetén is, különösen a [Fe II] és [O I] fordul elő, ezeket B[e] típusú csillagoknak hívjuk. Ez az átmenet többféle csillagnál is létrejöhet, így ennek is több csoportja van. Lamers és társai (1998) öt osztályt határoztak meg: B[e] szuperóriások (sgb[e]), fősorozat előtti B[e] csillagok (HAeB[e]), kompakt planetáris ködök B[e] típusú csillaggal (cpnb[e]), szimbiotikus B[e] típusú csillagok (SymB[e]) és az osztályozatlan B[e] csillagok (unclb[e]). 21

22 28 Cygni A 28 Cygni, ahogy a neve is mutatja a Cygnus, Hattyú csillagképben található, az α=20 h 09 m 25.6 s rektaszcenzión és δ=+36 o deklináción. Vizuális fényessége m, távolsága fényév ( pc) B2.5Ve színképtípusú és km/s heliocentrikus radiális sebességű. Ahogy azt már a színképtípusa is mutatja, emissziós vonalas csillag augusztus 16-án éjjel készült róla spektrum 60 s-os expozíciós idővel. A redukált, hullámhosszkalibrált spektrum a 10. Ábrán látható, a 11. Ábra ezt kinagyítva ábrázolja és az azonosított vonalak vannak feltüntetve rajta. A Balmer-sorozat H-vonalai jól kivehetőek, azonban a H α vonal nem jelenik meg, valószínűleg az emisszió kioltja. 10. Ábra: 28 Cygni csillag hullámhosszkalibrált spektruma. 22

23 11. Ábra: A 28 Cygni csillag 3500 Å és 5000 Å között (fent) valamint az 5000 Å és 8500 Å között (lent) azonosított vonalai. 23

24 55 Cygni Az 55 Cygni a Cygnus, Hattyú csillagkép része. Koordinátái: α=20 h 48 m s δ=+46 o Vizuális fényessége m, távolsága fényév ( pc). Színképtípusa B3Iae, heliocentrikus radiális sebessége -7.2 km/s. Felszíni hőmérséklete o C, fémtartalma A spektrumot augusztus 16-án éjjel vettük fel, 60 s-os expozíciós idővel. A 12. Ábrán a hullámhosszkalibrált spektrum látható, a 13. Ábrán pedig az azonosított vonalak vannak bejelölve. Itt a Balmer-sorozat H-vonalai kevésbé intenzívek, viszont a H α vonal emissziót mutat. 12. Ábra: 55 Cygni csillag hullámhosszkalibrált spektruma. 24

25 13. Ábra: A 55 Cygni csillag 3500 Å és 5000 Å között (fent) valamint az 5000 Å és 8500 Å között (lent) azonosított vonalai. 25

26 66 Cygni A 66 Cygni szintén a Cygnus, Hattyú csillagképben jelenik meg, az α=21 h 17 m s és a δ=+34 o koordinátán. Vizuális fényessége 4.43 m, távolsága fényév ( pc). A B2Vne színképtípushoz tartozik és a heliocentrikus radiális sebessége 4 km/s. A spektrum augusztus 16-án éjjel készült 60 s-os expozíciós idővel. A 14. Ábrán látható a hullámhosszkalibrált színkép, a 15. Ábrán pedig az azonosított vonalak vannak bejelölve. A színképben a Balmer-sorozat H-vonalai egyértelműen kivehetőek, a β és az α vonal pedig emisszióban látszik, az utóbbi egy igen erős intenzitással. 14. Ábra: 66 Cygni csillag hullámhosszkalibrált spektruma. 26

27 15. Ábra: A 66 Cygni csillag 3500 Å és 5000 Å között (fent) valamint az 5000 Å és 8500 Å között (lent) azonosított vonalai. 27

28 Összefoglalás A dolgozatomban bemutattam az MTA KTM CsKI piszkéstetői állomásán készített kisfelbontású spektrumokat. Észrevehetően néhány helyen pixel hibák rakódtak a színképre, azonban a csillag fő kémiai összetevői így is látszódnak. A széncsillagok esetében két vonalat tudtam azonosítani, a NaI D dublett vonala és a földi légkör O 2 sávja. Az RR Lyrae és a három emissziós csillag közel azonos elnyelési vonalakat mutat, összetételük elég egyforma. A Balmer-sorozat H-vonalai, a NaI D, a CaII és természetes a földi légkör elnyelési sávjai tisztán megjelennek mindegyikben. Egyedül a 28 Cygni-ben nem látható a H α profil. Az 55 Cygni-ben ez a vonal már emisszióban jelenik meg, amíg a 66 Cygni-ben az α mellett a β is emisszióban látható, az előbbi eléggé intenzíven. Több vonal azonosításához, illetve további eredmény eléréséhez érdemes volna nagyobb felbontású képeket készíteni. 28

29 Köszönetnyilvánítás Szeretnék köszönetet mondani Dr. Kun Máriának, amiért lehetőséget adott, hogy Piszkéstetőn tölthessem a nyári szakmai gyakorlatom. Valamint, hogy Dr. Rácz Miklóssal együtt megtanították kezelni a műszereket és bátran fordulhattam hozzájuk bármilyen jellegű kérdéssel a későbbiekben is. Dr. Vinkó Józsefnek köszönöm, amiért segített az utómunkákban és a dolgozat végleges formába hozásában. Köszönettel tartozom még két csoporttársamnak, Kun Emmának és Tóth Tímeának, hogy tanácsaikkal segítettek és támogattak. 29

30 Irodalomjegyzék Cooper, W. A.; Walker, E. N.: Csillagok távcsővégen, Gondolat 1994 Gray, D. F.: The Observation and Analysis of Stellar Photospheres, Cambridge University Press 1992 Gray, R. O.; Corbally, C. J.: Stellar Spectral Classification, Princeton University Press 2009 Keenan, P. C.: Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars, Astronomical Society of the Pacific 1993, Vol. 105: Lamers, H. G. L. M. et al.: An improved classification of B[e]-type stars, Astronomy and Astrophysics 1998, Vol. 340: Rácz, M.: RCC low resolution spectrograph, Rees, M.: Univerzum A Világegyetem Képes Enciklopédiája, Euromedia Group Hungary Kft., IKAR 2006 Simbad adatbázis: Szaniszló, E.: Forró emissziós csillagok spektroszkópiája, Diplomamunka 2005 Vinkó, J.; Szatmáry, K.; Kaszás, G.; Kiss, L.: A csillagok színképe, Csillagászati évkönyv