Slezská univerzita v Opavě Metody pozorovací astronomie Studijní text Tomáš Gráf ii ................................................................................................... Metody pozorovací astronomie studijní text autor: Tomáš Gráf tgraf@volny.cz sazba: Tomáš Gráf c 2015 Slezská univerzita v Opavě obrázek na titulní straně: zdroj verze z 8. června 2015 Obsah 1 Astronomická pozorování 3 1.1 Úvod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 1.2 Radioastronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 1.2.1 Historie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 1.2.2 Princip detekce rádiových vln . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 1.2.3 Velké radioteleskopy a rádiové interferometry . . . . . . . . . . . . . . . . 5 1.3 Infračervená astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 1.3.1 Historie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 1.3.2 Principy detekce, detektory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11 1.4 Optická astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 1.4.1 Historie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12 1.4.2 Principy detekce, detektory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 1.5 Ultrafialová astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.5.1 Historie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.5.2 Principy detekce, detektory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17 1.6 Rentgenová astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18 1.6.1 Historie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18 1.6.2 Principy detekce, detektory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 1.7 Gama astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19 1.7.1 Historie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 1.7.2 Principy detekce, detektory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 2 Astronomická fotografie 23 2.1 Historie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23 2.2 Základy praktické astrofotografie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24 2.2.1 Fotografování „z ruky“ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 2.2.2 Ze stativu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 2.2.3 Na montáži dalekohledu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 2.2.4 Fotografování dalekohledem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25 2.2.5 Porovnání klasické a digitální astrofotografie . . . . . . . . . . . . . . . . 26 2.2.6 Webové inspirace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27 3 Základy počítačového zpracování obrazu 29 3.1 Úvod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29 3.2 Formáty . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30 3.3 CCD snímek . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30 iii iv OBSAH 3.4 Nástroje analýzy obrazu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31 4 Základy astronomické fotometrie 33 4.1 Základní pojmy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 4.2 Fotometrické systémy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35 4.2.1 Přehled fotometrických systémů . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35 4.2.2 CCD fotometrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37 5 Astrometrická měření 39 5.1 Úvod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39 5.2 Určení polohy objektu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39 6 Základy astronomické spektroskopie 43 6.1 Historická poznámka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43 6.2 Záření absolutně černého tělesa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43 6.3 Spektra hvězd . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44 6.4 Spektrální klasifikace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45 6.5 Praktická spektroskopie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 6.5.1 Filtry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 6.5.2 Hranolové spektrografy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50 6.5.3 Spektrografy s difrakční mřížkou . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51 Předmluva Obsah předmětu „Praktická astronomie“, který několik let vyučuji na Slezské univerzitě v Opavě, byl rozdělen do dvou částí studijního textu: • Praktická astronomie • Metody pozorovací astronomie Metody pozorovací astronomie Tento díl shrnuje hlavní metody pozorovací astronomie a obsahuje přehled pozorovacích metod používaných v rádiové, infračervené, optické, ultrafialové, rentgenové a gama astronomii. Samostatné kapitoly jsou věnovány základům astronomické fotografie, fotometrie, astrometrie, spektroskopie a počítačového zpracování obrazu. Poděkování Děkuji Slezské univerzitě a Ústavu fyziky za poskytnutí možnosti vypracování tohoto studijního textu. Zejména RNDr. Petru Slanému, Ph.D. za jeho podporu a trpělivost. V neposlední řadě patří můj dík také naší rodině za vytváření zázemí, na které se mohu spolehnout. Tomáš Gráf 1 2 OBSAH Kapitola 1 Astronomická pozorování „Pro optické astronomy jsou rádiová data užitečná jako dobrý pes při lovu.“ – Fred Hoyle, Galaxies, Nuclei and Quasars, str. 43 1.1 Úvod Výzkum vesmíru je možný jenom díky existenci různých typů „zprostředkovatelů“ astrofyzikálních informací. Většinu astronomických objektů můžeme pozorovat pouze na dálku a stále dominantní množství informací získáváme výzkumem elektromagnetického záření. Specifické aspekty výzkumu vesmíru v jednotlivých oborech elektromagnetického záření jsou rozebrány v několika následujících podkapitolách. Cenné informace se však dozvídáme i z výzkumu částic přicházejících z vesmíru, zejména neutrin, elektronů, jader atomů a dalších složek tzv. kosmického záření. Naděje se stále vkládají i do zatím neuskutečněné detekce gravitačních vln. Z celého rozsáhlého spektra elektromagnetického záření byl od nepaměti vesmír zkoumán pouze ve vizuálním oboru, tedy v oblasti světla. Výzkum vesmíru v dalších oborech, který se rozvíjí prakticky posledních sto let, však v mnohých ohledech naše představy o vesmíru nejen doplnil, ale někdy také radikálně změnil. Teprve pozorování v maximálním rozsahu vlnových délek umožňuje komplexní pohled na mnohé astrofyzikální procesy. Vzhledem k vlastnostem zemské atmosféry je zřejmé, že rozvoj astronomických pozorování v některých spektrálních oborech začal být možný až po dosažení určitého stupně rozvoje aeronautiky a kosmonautiky, technických disciplín, které umožňují pozorování z vyšších vrstev atmosféry nebo přímo z kosmického prostoru. Rozdělení elektromagnetického záření do jednotlivých oborů podle vlnové délky: obor rozsah vlnových délek rádiový 1 m - 100 km mikrovlnný 0,3 mm - 1 m infračervený (IR) 760 nm - 0,3 mm vizuální (světlo) 380 nm - 760 nm ultrafialový (UV) 50 - 380 nm rentgenový (RTG) 0,01 nm - 50 nm gama < 0,01 nm 3 4 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ 1.2 Radioastronomie V rádiovém oboru má své maximum záření absolutně černých těles s teplotou menší než 10 K, ale rádiová emise může vznikat také celou řadou netermických procesů. Mezi hlavní zdroje rádiového záření patří: 1. chladná mezihvězdná látka, 2. oblasti poblíž neutronových hvězd, 3. okolí bílých trpaslíků, 4. pozůstatky po supernovách, 5. chladná molekulová oblaka, 6. rozptyl volných elektronů na mezihvězdném plazmatu, 7. reliktní záření. 1.2.1 Historie Radioastronomie je snad druhým nejpodstatnějším oborem pozorovací astronomie po oboru optickém. U jejího zrodu stál americký fyzik českého původu Karl Guthe Jansky, který v roce 1931 při hledání zdrojů poruch rádiového spojení (pro firmu Bell) objevil zdroj rádiového záření, které přichází od středu naší Galaxie (dnes je zdroj označován jako Sgr A). První parabolickou anténu však postavil v roce 1937 americký amatérský astronom Grote Reber. Druhá světová válka znamenala technický rozvoj vojenského využití rádiových vln, ale po jejím skončení se velmi rychle začaly rozvíjet také astronomické aplikace. Stručný chronologický přehled milníků radioastronomie: 1930 - Karl Jansky sestrojil 30 metrový anténní systém, první radioteleskop 1937 - Grote Reber postavil první parabolický radioteleskop o průměru 9,4 m 1946 - Martin Ryle se avými kolegy provedl první pozorování s rádiovým interferometrem 1947 - tým Bernarda Lovella sestrojila v Jodrell Banku nepohyblivý radioteleskop (66 m) 1957 - skupina Bernarda Lovella dokončila tamtéž pohyblivý radioteleskop o průměru 75 m 1961 - první pozorování radioteleskopu s průměrem 64 metrů, Parkes, Austrálie 1962 - Green Bank, West Virginia, radioteleskop s průměrem 90 m 1963 - Arecibo, Portoriko, uveden do provozu nepohyblivý radioteleskop s průměrem 300 m 1964 - Martin Ryle uvedl do provozu rádiový interferometr se základnou 1,6 km, Cambridge 1967 - první pozorování VLBI, základna 183 km 1972 - do provozu uveden 100 m radioteleskop v Effelsbergu, Německo 1980 - dokončení stavby VLA, Socorro, Nové Mexiko, USA 1989 - družice Cosmic Background Explorer (COBE) 1993 - dokončení VLBA (Very Long Baseline Array), celkem 10 parabol 1997 - japonský satelit HALCA zapojen do VLBI pozorování, základna až 25 000 km 1.2.2 Princip detekce rádiových vln Radioastronomie se odlišuje od optického oboru především velmi dlouhými vlnovými délkami (λrad/λopt ≈ 105 − 106 ) a tak zařízení na detekci rádiových vln se od klasického dalekohledu značně liší. Pokud chceme dosáhnout rozlišovací schopnosti běžné pro optické dalekohledy, musí mít přijímací antény velmi velký rozměr nebo se musí rozmístit větší množství propojených antén na co největší vzdálenosti od sebe. Pozorování v rádiovém oboru je prakticky nezávislé na denní době i na počasí. Kromě pasivního příjmu rádiového signálu od astronomických objektů (Jupiter, Slunce, hvězdy, vícenásobné 1.2. RADIOASTRONOMIE 5 soustavy, mlhoviny, zbytky supernov, galaxie, kvazary atp.) je možné také pro blízké objekty využít tzv. aktivní radioastronomii, kdy se rádiový signál nejprve emituje radioteleskopem směrem ke zkoumanému objektu a pak se zkoumá jeho část odražená tělesem zpět k Zemi (meteory, ionosféra, Slunce, Měsíc, Merkur a Venuše). Samotná detekce signálu je obdobná jako v běžném rozhlasovém přijímači a je možné měřit jak amplitudu, tak fázi elektromagnetického vlnění. Měřenou veličinou bývá elektrické napětí. Na obrázku 1.1 naleznete blokové schéma jednoho z možných uspořádání radioteleskopu. Anténa je analogickým prvkem radioteleskopu jako čočka nebo zrcadlo objektivu v optickém oboru, je to vlastně „sběrač“ rádiových vln, jež soustředí a mění na elektrický proud, který lze po poměrně složitém zpracování měřit a vyhodnotit. Rozlišovací schopnost je vyjádřena stejným vztahem jako u optického dalekohledu: sin δ = 1, 22λ D , (1.1) kde δ je v radiánech. Rozměry radioteleskopu musí tedy být obrovské, pokud chceme dosáhnout rozlišení srovnatelného s optickým. Určitým řešením je interferometrie – rozsáhlé soustavy propojených radioteleskopů (např. VLA, VLBI, atd.). A nemusí se jednat jen o parabolické antény, ale i soustavy dipólových antén. Předzesilovač je prvním zařízením k úpravě přijatého signálu. Rádiové záření z vesmíru je nesmírně slabé, abychom jej byli schopni měřit, je nutné jej zesílit řádově 106 krát. To je technická role předzesilovače – maximálně zesílit signál, ale s minimálním vloženým šumem. K tomu účelu byly vyvinuty speciální tranzistory, jež jsou chlazeny na velmi nízkou teplotu. Směšovač (mixer) sníží frekvenci signálu z předzesilovače. To je velmi nutný krok zejména proto, že nižší frekvence se jednodušeji zesilují a navíc se tak zamezí možnosti vzniku nepatřičné zpětné vazby. Směšovač mísí signál z oscilátoru se signálem z předzesilovače a vytváří dva výstupy: vstupní signál mínus frekvence oscilátoru a signál součtu frekvencí. Při dalším zpracování se však pracuje se signálem na nižší frekvenci. Oscilátor vytváří signál, který vstupuje do směšovače, mnohé radioteleskopy používají křemíkové oscilátory – jsou stabilní a dochází jen k malému posunu frekvence. Tento posun se musí velmi pečlivě hlídat, aby se frekvence nedostala do oblasti frekvencí signálu před směšovačem. IF zesilovače ještě znovu zesilují výstup ze směšovače (zkratka IF znamená intermediate frequency). Detektor - používají se různé druhy polovodičových diod a přídavné elektronické zařízení upraví signál do rozsahu vhodnějšího pro záznamové zařízení. 1.2.3 Velké radioteleskopy a rádiové interferometry Arecibo (Portoriko) S průměrem 305 metrů je největší nepohyblivou parabolickou anténou na světě. Je umístěna v přirozené terénní prohlubni a i když nemá žádnou montáž, lze směr jejího příjmu měnit změnou polohy „sběrače“, který je umístěn v ohnisku paraboly. GBT (USA) Radioteleskop v Green Banku, který nese jméno Roberta C. Byrda má parabolickou anténu o průměru 100 metrů s asymetrickým ohniskem. Observatoř je vybavena také dalšími radioteleskopy s průměrem několika desítek metrů (viz 1.3 a také https://science.nrao.edu/ . Effelsberg (Německo) Je vybaven parabolickou anténou o průměru 100 metrů a je to jeden z největších radioteleskopů 6 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Obrázek 1.1: Blokové schéma příjmu rádiového signálu z vesmíru. na světě. Váží 3 200 tun a jeho konstrukce umožňuje otočení o 360◦ za 12 minut. Sardinia Radio Telescope (Itálie) Radioteleskop je umístěn na Sardínii a jeho průměr je 64 metrů, velmi přesná úprava povrchu paraboly umožňuje pozorování i v pásmu nad 100 GHz viz 1.4 . Lovellův radioteleskop (Velká Británie) Jeho pohyblivá anténa se nachází v Jodrell Banku, má průměr 76 metrů a je součástí britského radiointerferometru MERLIN. Parkes (Austrálie) Parabolická anténa této observatoře má průměr 64 metrů a kromě klasických radioastronomických pozorování byla využita k zajištění komunikace s misí Apollo 11 při návratu z Měsíce. Interferometry Very Large Array - VLA (USA) Soustava 27 antén (uspořádání Cassegrain) o průměru 25 metrů, které se mohou pohybovat po kolejové dráze ve tvaru velkého „ypsilon“ viz 1.2. Acatama Large Millimeter/submillimeter Array - ALMA (Chile) Soustavu radioteleskopů ALMA tvoří desítky parabolických antén o průměru 7 nebo 12 metrů, které jsou umístěny v poušti Acatama v Chile v nadmořské výšce asi 5 000 metrů. V této lokalitě je možné přijímat i frekvence, které jsou níže zcela pohlceny zemskou atmosférou 1.5 . Ve výstavbě je gigantický radioteleskop FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope) v Číně, který bude po svém dokončení největším nepohyblivým radioteleskopem na světě s průměrem 500 metrů 1.6. Teprve ve fázi projektu je rádiový interferometr Square Kilometer Array - SKA, který bude tvořen tisíci antén umístěných v Austrálii a na jihu Afriky. Jeho rozlišovací schopnost a citlivost by měla odpovídat parabolické anténě s plochou jednoho kilometru čtverečního. Podrobnější přehled všech velkých radioteleskopů naleznete například zde: http://en. wikipedia.org/wiki/List_of_radio_telescopes . 1.2. RADIOASTRONOMIE 7 Obrázek 1.2: Soustava antén VLA, zdroj zde Obrázek 1.3: Radioteleskop v Green Banku v USA, zdroj zde 8 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Obrázek 1.4: Radioteleskop na Sardínii, zdroj zde Obrázek 1.5: Pohled na radioteleskopy ALMA, zdroj zde 1.2. RADIOASTRONOMIE 9 Obrázek 1.6: Nepohyblivý radioteleskop FAST, zatím ve výstavbě, zdroj zde 10 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ 1.3 Infračervená astronomie V infračerveném oboru má své maximum záření absolutně černých těles s teplotou od 10 K do 1 000 K. Mezi hlavní zdroje infračerveného záření přicházejícího z vesmíru patří: 1. chladné hvězdy, 2. oblasti, ve kterých vznikají hvězdy, 3. mezihvězdný prach zahřátý interakcí s krátkovlnným zářením, 4. planety a trpasličí planety, 5. komety, 6. planetky. Obory infračerveného záření (zejména oblast tzv. blízkého IR záření), světla a ultrafialového záření (jeho části blízké světelnému) mohou často využívat klasických optických dalekohledů a detektorů pracujících na stejném fyzikálním principu detekce přicházejícího záření. Někdy se právě tyto tři obory shrnují pod pojem UVOIR astronomie (pozorovací metody pak jsou označovány jako UVOIR fotometrie nebo UVOIR spektroskopie). 1.3.1 Historie Infračervené záření je ve velké míře pohlcováno zemskou atmosférou, zejména vodními parami. Část infračerveného oboru je tak dostupná z vysokohorských observatoří, ale podrobné celooblohové přehlídky byly pořízeny až s rozvojem pozorovací techniky umístěné na oběžné dráze kolem Země. Stručný chronologický přehled milníků IR astronomie: 1800 - astronom William Herschel objevil infračervené záření měřením teploty podél slunečního spektra, když nejvyšší teplotu ukazoval teploměr až za červeným koncem spektra, poprvé tak byl podán důkaz o existenci záření, které je očima neviditelné 1856 - termočlánkem zachyceno IR záření Měsíce, pozorování provedl astronom Charles Piazzi Smyth na Tenerife 1880 - Samuel Pierpoint Langley sestrojil bolometer 1900 - zjištěno IR záření Jupiteru a Saturnu 1915 - William Coblentz změřil IR záření 110 hvězd a některých mlhovin 1920 - první systematická pozorování astronomických objektů v IR oboru, astronomové Edison Pettit a Seth B. Nicholson na observatoři Mt. Wilson, použili vakuový termočlánek, z IR měření hvězd Antara, Arktura a Betelgeuze určili jejich průměr 1948 - na základě IR pozorování Měsíce (Pettit a Nicholson) vytvořil A. J. Wesselink model měsíčního povrchu, 20 let před přistáním na Měsíci z měření určil, že povrch je pokrytý vrstvou jemného prachu 1959 - Harold Johnson postupně zavádí první IR fotometrický systém (pásma R, I, J, K, a L) 1960 - v 60. letech začaly být využívány IR dalekohledy umístěné na speciálních balónech, které operovaly až ve výškách 40 km, byl vyvinut nový germaniový bolometer pracující na velmi nízkých teplotách (4 K) 1967 - vznik observatoří na Mauna (4 205 m n.m.), vynikající základny pro pozemní IR astro- nomii 1967 - chlazený IR dalekohled umístěn na raketu, pozorování omezeno jen na několik minut, touto přehlídkou objeveno 2 363 IR zdrojů 1968 - letadlo s IR dalekohledem o průměru 30 cm, posádku tvořili 2 piloti a 1 astronom, pobývali ve skafandrech po celou dobu 2,5 hodinových letů ve výškách cca 15 km 1.3. INFRAČERVENÁ ASTRONOMIE 11 1968 - Two-Micron Sky Survey (TMSS), první přehlídka oblohy v blízké IR oblasti, observatoř Mt. Wilson, tým Gerryho Neugebauera, 75 % oblohy, celkem identifikováno cca 20 000 IR zdrojů, 5 500 nejjasnějších katalogizováno v prvním IR katalogu 1974 - zahájení provozu Kuiper Airborne Observatory (KAO), což byl IR dalekohled na palubě letadla C-141A, pracovala ve výšce 12 500 m po dobu dalších 20 let, objeveny prstence Uranu (1977) a přítomnost vody v atmosférách Jupiteru a Saturnu 1979 - založení Infrared Telescope Facility (IRTF), 3 m IR teleskop na Mauna Kea 1983 - vypuštěn Infrared Astronomical Satellite (IRAS), mise ESA, během 10 měsíců zmapovala 60 cm IR dalekohledem více než 96 % (opakovaně 4x) oblohy, byla vytvořena celooblohová mapa (ve vlnových délkách 12, 25, 60 a 100 µm), celkem 500 000 IR zdrojů 1985 - IR dalekohled součástí modulu Spacelab 2, který byl do kosmu vynesen raketoplánem, pořízena velmi přesná mapa 60 % oblasti kolem rovníku Galaxie 1989 - vypuštění Cosmic Background Explorer (COBE), studium reliktního záření, nalezeny jeho první očekávané anizotropie 1993 - zahájena pozorování South Pole Infrared Explorer (SPIREX) v Antarktidě 1995 - vypuštěna Infrared Space Observatory (ISO), mise ESA, měření byla několik tisíckrát přesnější než u observatoře IRAS, byla vybavena 60 cm dalekohledem a prováděla pozorování v pásmu od 2,5 µm do 240 µm, byla funkční do roku 1998 1997 - zahájen projekt Two Micron All-Sky Survey (2 MASS), IR přehlídka oblohy pozemními dalekohledy ve vlnových délkách 1,25 µm, 1,65 µm a 2,17 µm 1997 - montáž Near Infra-Red Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) do HST, zařízení obsahuje 3 kamery a 3 spektrometry v IR oblasti od 0,8 µm do 2,5 µm 2003 - start Spitzerova kosmického dalekohledu, poslední ze čtyř velkých kosmických observatoří (NASA) 2009 - start Herschel Space Observatory (HSO), projekt ESA/NASA, průměr hlavního zrcadla 3,5 m, IR pozorování v oboru od 55 µm do 672 µm, umístěn ve 2. Lagrangeově bodě (1,5 milionů km od Země) 2009 - start observatoře Planck, vynesena spolu s HSO, projekt ESA/NASA zaměřený na studium reliktního záření 2010 - zahájení provozu Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy (SOFIA), NASA/GSA, observatoř SOFIA má na palubě ledala Boeing 747 umístěn 2,5 m dalekohled umožňující pozorování v optickém, IR a submilimetrovém oboru ∼ 2018 - James Webb Space Telescope (JWST), NASA, 6,5 m IR dalekohled, umístěn v L2 ∼ 2020 - Euclid, mise ESA, 1,2 m dalekohled umístěný v L2 1.3.2 Principy detekce, detektory Obecné informace o principech detekce a detektorech v pásmu UVOIR jsou uvedeny v následující kapitole. Rozsah vlnových délek IR oboru je od 1 µm až po 1000 µm, což je poměrně velký interval, který není možné pokrýt jediným typem detektorů. V krátkovlnné oblasti je možné používat křemíkové CCD detektory, které reagují na jednotlivé fotony a pro dlouhovlnný konec IR oboru je možné využít heterodynové detektory, jinak používané v radioastronomii. Pozemská astronomická pozorování v IR oboru jsou prováděna na observatořích Mauna Kea na Havajských ostrovech, ALMA v chilské poušti Atacama a také v Antarktidě. Patrně nejrozsáhlejší IR přehlídkou oblohy je projekt 2MASS (viz www.ipac.caltech.edu/2mass/ ). 12 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Obrázek 1.7: Snímek galaxie M 31 v optickém a IR oboru, zdroj zde 1.4 Optická astronomie V optickém (světelném, vizuálním) oboru má své maximum záření absolutně černých těles s teplotou od 1 000 K do 10 000 K. Mezi hlavní zdroje světla přicházejícího z vesmíru patří: 1. planety a další tělesa Sluneční soustavy, 2. hvězdy, 3. galaxie, 4. reflexní mlhoviny, 5. emisní mlhoviny 1.4.1 Historie Zemská atmosféra velmi dobře propouští elektromagnetické záření, kterému říkáme světlo. Lidský zrak je poměrně citlivý právě na tento rozsah vlnových délek, protože je mu evolučně přizpůsoben. Odnepaměti tedy člověk vnímal a poznával vesmír především v tomto oboru záření. Po vynálezu dalekohledu se této oblasti pozorovací astronomie říká také optická astronomie, protože se při pozorování ve světelném oboru využívá především klasické optiky. Oblasti neoptické astronomie se začaly rozvíjet až na konci 19. století. Stručný chronologický přehled milníků optické astronomie: 1600 - Tycho Brahe a jeho pozorování v Benátkách nad Jizerou, snad nejpřesnější astronomická pozorování před použitím dalekohledu 1609 - Galileo Galilei sestavil svůj první refraktor 1641 - vybudování observatoře v Gdaňsku, Jan Hevelius 1661 - James Gregory vyrobil zrcadlový dalekohled 1668 - Isaac Newton zkonstruoval praktičtější zrcadlový dalekohled, tzv. Newtonův reflektor 1672 - Laurent Cassegrain navrhuje optické uspořádání dalekohledu „typu Cassegrain“ 1675 - založena Royal Greenwich Observatory, Anglie 1733 - Chester Moor Hall sestrojil achromatický refraktor 1789 - William Herschel dokončil 1,2 m reflektor, Slough, Anglie 1845 - Lord Rosse dokončil 1,8 m reflektor, Parsonstown, Irsko 1.4. OPTICKÁ ASTRONOMIE 13 1890 - Albert A. Michelson navrhuje stelární interferometr 1897 - Alvan Clark dokončil refraktor o průměru 40 palců 1917 - zahájení provozu 100 palcového (2,5 m) reflektoru, Mount Wilson, Kalifornie 1930 - Bernard-Ferdinand Lyot sestrojil koronograf 1934 - Bernhard Schmidt dokončuje první „Schmidtovu komoru“, průměr 14 palců (360 mm) 1949 - zahájení provozu 48 palcové (1,2 m) Schmidtovy komory, Mt. Palomar, Kalifornie 1949 - zahájení provozu 200 palcového (5,1 m) Halova reflektoru, Mt. Palomar, Kalifornie 1975 - Smith, Landauer a Janesick - první astronomické CCD pozorování (planeta Uran) 1975 - Antoine Labeyrie dokončil první optický interferometr využívající dva dalekohledy 1976 - zahájení provozu 6 m dalekohledu BTA-6, Kavkaz, Rusko 1990 - Hubbleův kosmický dalekohled (HST) vynesen na oběžnou dráhu, průměr 2,4 m 1993 - zahájení provozu 1. Keckova dalekohledu (10 m, optický/IR) , Mauna Kea 1996 - zahájení provozu 2. Keckova dalekohledu (10 m, optický/IR) , Mauna Kea 1998 - první světlo pro VLT1, první ze čtyř dalekohledů s průměrem 8,2 m, ESO, Chile 2001 - zahájení pozorování VLTI interferometrem, základna má 103 m, pracuje také v IR oboru 2005 - zahájení provozu dalekohledu SALT, největšího samostatného optického dalekohledu na jižní polokouli (segmentové primární zrcadlo, ekvivalent průměru 11 m) 2008 - první světlo pro GTC (Gran Telescopio Canarias) s průměrem 10,4 m, La Palma, Kanárské ostrovy ∼ 2020 - Evropský extrémně velký dalekohled (E-ELT), průměr hlavního zrcadla 39,3 m, Cerro Armazones, Chile 1.4.2 Principy detekce, detektory Pro detekci záření v optické, ultrafialové a infračervené oblasti elektromagnetického záření se používají dvě skupiny detektorů: • kvantové (fotonové) – reagují na přímou interakci fotonů • tepelné – reagují na vzestup teploty vlivem absorpce energie záření V obou případech se jedná o nekoherentní detektory, které nám neumožňují zaznamenávat informace o fázi registrovaného záření. V následující tabulce je uveden přehled základních typů detektorů: detektor princip spektrální oblast fotočlánek, fotonásobič interakce s elektronem UVOIR fotografická emulze chemická reakce UVOIR CCD elektrický náboj UVOIR fotovoltaický článek, termočlánek elektrické napětí UVOIR bolometr, fotovodivostní dioda rezistance IR Golayova buňka tlak plynu IR lidské oko chemická reakce O Vlastnosti detektorů jsou kvantifikovatelné jejich charakteristikami. Mezi základní charakteristiky detektorů patří: • kvantová účinnost (počet registrovaných fotonů/počet skutečně dopadajících fotonů) 14 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ • linearita detektoru • dynamický rozsah • závislost citlivosti na vlnové délce • šum • integrační schopnost • rozlišovací schopnost (prostorová) • digitální výstup Kvantová účinnost Tato charakteristika nám podává informaci, jaký podíl fotonů z jejich celkového dopadajícího počtu je detektor schopen zaznamenat. Například krystaly běžné fotografické emulze mají kvantovou účinnost přibližně 1 % až 2 % a i po speciálních úpravách složitými procesy hypersenzibilizace dosahují maximálně 5 %. Ve fotonásobičích jsou fotony úspěšné při uvolňování elektronů (fotoelektický jev) v rozsahu 5 % až 40 %. Zatím nejvyšší kvantové účinnosti dosahují CCD detektory (vznik páru elektron-díra) a je to asi 50 % pro běžná zařízení, ale až 90 % v případě CCD detektorů chlazených na velmi nízké teploty kapalnými plyny (např. N nebo He). Linearita detektoru Tato charakteristika popisuje míru splnění požadavku na lineární „odezvu“ detektoru, tedy aby měřená veličina na výstupu detektoru byla přímo úměrná množství absorbovaných fotonů za dobu expozice. Fotografická emulze není lineárním detektorem, zejména pro slabé a silné toky záření (podrobněji viz kapitola o astronomické fotografii), naopak CCD detektory a fotonásobiče jsou lineární ve velkém rozsahu intenzit záření. Dynamický rozsah a závislost citlivosti na vlnové délce Dynamický rozsah detektoru by měl být co největší, ale v každém případě bychom jej měli znát, abychom jej mohli při pozorování respektovat. Závislost citlivosti na vlnové délce je také parametr, který pro daný detektor musíme znát, optimální je situace, kdy se citlivost detektoru s vlnovou délkou nemění. Integrační schopnost Kromě lidského zraku má většina jiných astronomických detektorů integrační schopnost. Pokud je nějakým způsobem omezena, měli bychom znát hraniční expoziční čas pro daný detektor. Šum Každé pozorování je zatíženo šumem, který bychom měli maximálně potlačit přímo při pozorování nebo bychom jej měli být schopni redukovat při dalším zpracování. Rozlišujeme několik základních typů, které mají jiný původ: – šum způsobený kvantovou podstatou záření (Poissonovo rozdělení) – šum pozadí (oblohy), způsoben změnou průzračnosti, seeingem a scintilací – Johnsonův šum – elektrony v detektoru vlivem tepelných pohybů, minimalizace chlazením 1.4. OPTICKÁ ASTRONOMIE 15 – „vyčítací“ šum – elektronický šum – digitalizace Přehled základních detektorů záření používaných v oboru UVOIR Oko Lidské oko je v mnoha ohledech, zejména pro světlo, velmi dokonalým detektorem. Jeho struktura je přizpůsobena potřebě zaostřit paprsek světla na sítnici a tedy části oka, kterými světlo prochází, jsou průhledné. Právě rohovka a čočka pomáhají paprsek světla zaostřit na zadní stěnu oka – sítnici. Dopadající světlo pak způsobuje chemické přeměny ve světločivných buňkách, které vysílají nervové impulsy zrakovým nervem do mozku. Světlo přichází do oka přes rohovku, do části vyplněné komorovou vodou, a dopadá na čočku přes panenku. Ta funguje jako clona, protože se díky svalům dokáže roztáhnout nebo smrštit a tak regulovat množství procházejícího světla. Jiné svaly zajišťují regulaci tvaru čočky, která zaostřuje paprsky na sítnici, kde vzniká převrácený obraz. Oční čočka je optický prvek jehož přední plocha je zakřivena méně než zadní, má průměr 9 až 10 mm. Její optická mohutnost je 17 až 20 dioptrií. Na sítnici jsou dva typy receptorů: čípky (cca 130 milionů, tři druhy) pro vnímání barvy a tyčinky (7 miliónů, jeden druh) registrující pouze jas. Nejedná se ovšem jen o pouhé detektory. Tyčinky i čípky jsou napojeny na nervové buňky a dohromady vytvářejí unikátní biologickou jednotku na zpracování obrazu. Takto předzpracované informace odcházejí do mozku. Oko samotné totiž nevidí, protože zrakový vjem vzniká až v mozku, který oko celkově řídí. Při dostatečném osvětlení vidíme barevně (fotopické vidění ). Citlivost očí je závislá na vlnové délce světla a maximum je přibližně pro vlnovou délku 555 nm (žlutá barva). Pokud se světelné podmínky zhorší (např. se již začne stmívat), převezmou funkci receptorů světla tyčinky, jež reagují i na velmi slabé osvětlení. Jejich maximum citlivosti leží u 510 nm (modrá barva). Až nastane tma, budou naše zrakové vjemy pouze černobílé a nebudeme schopni dokonale zaostřit (skotopické vidění ), protože se zorničky docela otevřely a světlo do oka vstupuje i okrajovými částmi čočky. Ty totiž mají jinou ohniskovou vzdálenost než střed čočky. Plná adaptace na noční vidění trvá přiblížně 40 minut. V první fázi se během pár sekund zvětší zornička a asi deset minut roste citlivost čípků. Ve druhé fázi se pak během půl hodiny regeneruje rhodopsin v tyčinkách, protože ten se přes den rozložil. Při pozorování je pak vhodné si tuto adaptaci zachovat, tedy používat jen tlumené červené světlo (baterku). Fotografická emulze Různé druhy fotografických emulzí byly v astronomii dominantně využívány zhruba od roku 1900 do roku 1990. V současnosti se už pro vědecké účely nepoužívají. Fotografický proces je založen na fyzikálním principu interakce záření (fotonů) s pevnou látkou, na tzv. fotoelektrickém jevu, při kterém dochází k emisi elektronů dopadajícími fotony. Fotografická emulze bývá nanesena na skleněné desce nebo plastikovém pásu a elektrony vyražené po dopadu fotonů jsou v ní zachyceny malými krystalky bromidu stříbrného (například). Po skončení expozice je tzv. latentní obraz chemickým procesem zesílen (tzv. vyvolání a ustálení snímku) do podoby stříbrných zrnek vytvářejících již trvalý záznam. 16 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Nevýhodou fotografické emulze je její nelineární reakce při malých nebo naopak velkých světelných tocích, obtížná kalibrace, její nízká účinnost (1 % až 3 %) a nejasný proces stárnutí fotografického záznamu. Samotný fotografický proces je velmi složitý komplex chemických reakcí, který také není do detailů zcela prozkoumán. Fotonásobič Zejména nelineární odezva na dopadající proud fotonů byla pro fotografickou emulzi omezující při jejím využití k přesnému měření jasnosti hvězd (fotografická fotometrie). Astronomové hledali detektor, který by na počet dopadajících fotonů reagoval lineárně. Tento jejich požadavek splnily až fotonásobiče, které se staly hlavními detektory tzv. fotoelektrické fotometrie. Tato metoda dominovala přesnému měření jasnosti astronomických objektů od 50. do 80. let minulého století. Fyzikálním principem detekce je fotoelektrický jev, při kterém fotony po svém dopadu uvolňují na fotokatodě elektrony, jejichž proud je kaskádou dynod mnohonásobně zesílen a je dobře měřitelný. Fotonásobiče umožňují měření jasnosti s přesností na milimagnitudy s časovým rozlišením v řádu milisekund. Při měření a jeho zpracování je však nutné brát v potaz tzv. temný proud, který vzniká ve fotonásobiči jako důsledek tepelného pohybu elektronů na anodě a dynodách, a od naměřeného signálu jej musíme odečíst. Registrace je rušena také detekcí částic kosmického záření, závisí na úhlu dopadu světla, jeho polarizaci i orientaci fotonásobiče v magnetickém poli Země. Redukce měření fotonásobičem je možná, pokud během pozorovací noci provádíme kalibrační měření. Mezi výhody fotonásobičů patří velmi rychlá odezva ( až ns), schopnost měřit i velmi slabé signály a také to, že signál na výstupu umožňuje použít „pulzní čítače“. Nevýhodou je poměrně malá kvantová účinnost a omezený spektrální rozsah. Technické realizace fotonásobiče jsou různé, obal zpravidla tvoří skleněná „lampa“, která je vakuovaná. V ní je umístěna fotokatoda, zesilovací dynody a také anoda. Pokud má být fotonásobič citlivý také v UV oboru, musí být vstupní stěna z křemíku, protože sklo UV záření pohlcuje. Mezi hlavní charakteristiky patří citlivost, zesílení, drift (změny v čase), temný proud a tzv. mrtvý čas. CCD (Charge Coupled Device) Polovodičové detektory CCD byly sice vyvinuty již v 70. letech minulého století, ale jejich širší použití pro astronomická pozorování nastalo až v 90. letech 20. století. Také zde je fyzikálním principem detekce fotoelektrický jev, který nastává po dopadu světla na křemíkovou destičku, jež je členěna na menší části (pixely) a tvoří vlastně obrazovou matici. Během expozice se uvolněné elektrony na každém obrazovém prvku kumulují, teprve po ukončení exponování se postupně adresně načtou do počítače a jsou rovněž změřeny hodnoty na jednotlivých pixelech. Pro astronomická pozorování mají CCD detektory hned několik velkých výhod: • jsou velmi citlivé, kvantová účinnost může být přes 80 %, expozice mohou být mnohem kratší než pro fotografickou emulzi, • mají přesně lineární odezvu a mohou být kalibrovány, • jejich výstup je možné ihned digitalizovat a dále analyzovat počítačovými programy pro zpracování obrazu. 1.5. ULTRAFIALOVÁ ASTRONOMIE 17 Není tedy divu, že v současné době tento typ detektorů v profesionální astronomii téměř úplně nahradil fotografickou emulzi. S klesající cenou CCD detektorů a výpočetní techniky je tato technologie v posledních letech dostupná i pro astronomy amatéry (např. pro pozorování proměnných hvězd). Pro profesionální využití je snad jedinou technickou komplikací nutnost potlačení teplotního šumu, takže špičkové CCD detektory musí být chlazeny na velmi nízké teploty. Aby se také velikostí detekční plochy vyrovnaly fotografickým deskám, sestavují se z jednotlivých CCD chipů větší snímací mozaiky. Jiné detektory Existuje celá řada dalších detektorů záření v oblasti UVOIR. Jejich použití je však většinou velmi specifické nebo se používaly v minulosti. Jsou to např. detektory STJ (Superconducting tunnel junction detectors), fotovoltaický článek, termočlánek, fototranzistor, CID, TV trubice, fotovodivostní detektor nebo různé typy bolometrů. 1.5 Ultrafialová astronomie V ultrafialovém oboru má své maximum záření absolutně černých těles s teplotou od 10 000 K do 1 000 000 K. Mezi hlavní zdroje ultrafialového záření přicházejícího z vesmíru patří: 1. pozůstatky po supernovách, 2. velmi horké hvězdy, 3. kvazary 1.5.1 Historie Stručný chronologický přehled milníků UV astronomie: 1801 - německý fyzik Johann Wilhelm Ritter objevil neviditelné záření za modrým koncem viditelného spektra, pojmenoval jej jako oxidující paprsky 1893 - německý fyzik Victor Schumann objevil UV záření s vlnovou délkou kratší než 200 nm od 1960 - měření z raket a balónů (např. SCAP/FOCA), při misích (Apollo, Skylab) 1978 - International Ultraviolet Explorer (IUE), UV spektroskopie v oblasti 120 nm - 320 nm 1990 - Hubble Space Telescope (HST), 120 nm - 400 nm 1992 - Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE), UV spektroskopie 7 nm - 76 nm 1999 - Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), vysokodispersní spektroskopie v oboru 90 nm - 120 nm 2003 - GALEX (Galaxy Evolution Explorer Mission), 50 cm teleskop, oblast 150 nm a 230 nm 1.5.2 Principy detekce, detektory Obecné informace o principech detekce a detektorech v pásmu UVOIR jsou uvedeny v předchozí kapitole. Zemská atmosféra je neprůhledná pro kratší vlnové délky než 320 nm a mezihvězdné prostředí pohlcuje záření s kratšími vlnovými délkami než 91,2 nm (Lymanova hrana H I). Ulrafialový obor je možné rozdělit na blízkou UV oblast (320 nm - 400 nm), střední UV (200 nm - 320 nm) a vzdálenou UV oblast (91,2 nm - 200 nm). Jako extrémní UV záření pak označujeme oblast vlnových délek od 7 nm do 91,2 nm. 18 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Obrázek 1.8: Snímky tří galaxií v optickém a UV oboru, zdroj zde 1.6 Rentgenová astronomie V rentgenovém oboru má své maximum záření absolutně černých těles s teplotou od 106 K do 108 K. To jsou ale natolik vysoké teploty, že většina rentgenového záření vzniká netepelnými procesy a nemá charakter kontinua. Mezi hlavní zdroje rentgenového záření přicházejícího z vesmíru patří: 1. oblasti horkého a stlačeného plynu, 2. plyn v galaktických kupách, 3. neutronové hvězdy, 4. pozůstatky po supernovách, 5. hvězdné koróny 1.6.1 Historie Stručný chronologický přehled milníků rentgenové astronomie: 1895 - objev tohoto záření v laboratoři, Wilhelm Conrad Röntgen zemská atmosféra je pro rentgenové zaření zcela neprůhledná, takže první pozorování astronomických rentgenových zdrojů bylo možné až s rozvojem raketové techniky 1949 - raketa V-2 s Geigerovým detektorem, objev rentgenového záření sluneční korony 1962 - raketa Aerobee, proporcionální čítač (2 -10 keV), objev zdroje Scorpius X-1 a rentgenového záření pozadí 1969 - družice Vela, objev rtg a gama záblesků 1970 - družice Uhuru, první systematický výzkum, 400 nových zdrojů 1977 - HEAO-1, spektra AGN 1981 - Einstein X-ray Observatory, první velká observatoř s rtg dalekohledem, první rtg snímek rázové vlny SNR, 7000 rtg zdrojů atd. 1.7. GAMA ASTRONOMIE 19 Obrázek 1.9: Pozůstatek po SN Cas A - porovnání snímků v rentgenovém oboru, které pořídily kosmické observatoře Einstein a Chandra, zdroj zde 1983 - EXOSAT, objev kvaziperiodických oscilací NH a ČD, řada extragalaktických zdrojů 1990 - ROSAT, tato mise rozšířila počet zdrojů rtg záření na 125 000 1996 - BeppoSAX, první mise pokrývající interval energií od 0,1 keV po 300 keV, výzkum AGN 1999 - Chandra, evoluce hvězd, formování galaxií, NH, ČD atp. 1999 - XMM-Newton, SNR, akreční diky, vzplanutí gama, AGN atd. 2000 - HETE-2, detekce a lokalizace záblesků gama a nového typu rtg záblesků 1.6.2 Principy detekce, detektory Docela první měření rentgenového záření přicházejícího z vesmíru byla prováděna jen po dobu několika minut během letu balistických raket Geigerovými-Müllerovými počítači. Tak se dařilo měřit pouze intenzitu záření. Konstrukce skutečného rentgenového dalekohledu je obtížná, protože rentgenové paprsky se lámou jen velmi málo a odrážejí se pouze pod úhlem dopadu nad 85◦ . Do ohniska takového dalekohledu je umístěna luminiscenční destička a jednotlivé záblesky jsou snímány CCD kamerou. 1.7 Gama astronomie V oboru záření gama by mělo své maximum záření absolutně černých těles s teplotou vyšší než 108 K. To jsou ale natolik vysoké teploty, že většina gama záření vzniká netepelnými procesy a nemá charakter kontinua. Patrně neznáme všechny fyzikální porocesy, které vedou k emisi gama záření, zejména těch nejvyšších energií. Mezi hlavní zdroje gama záření přicházejícího z vesmíru patří: 1. mezihvězdná oblaka, ve kterých se kosmické záření sráží s jádry vodíku, 2. akreční disky kolem černých děr, 3. neutronové hvězdy a pulzary 20 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ 1.7.1 Historie Stručný chronologický přehled milníků gama astronomie: 1961 - satelit Explorer 11 zaznamenal prvních 100 fotonů gama, astrofyzikové předpokládali existenci gama záření již mnoho let před tímto pozorováním 1967 - satelit OSO-3, 621 detekcí 70. léta - série družic VELA, objev gama záblesků 1972 - satelit SAS-2 1975 - satelit COS-B, spolu s předchozí misí potvrdily existenci gama záření pozadí a uskutečnily první detainější gama přehlídku oblohy 1991 - Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO), systematická gama přehlídka oblohy 2000 - High Energy Transient Explorer 2 (HETE-2) 2002 - INTEGRAL, spolupráce vědců z ČR 2004 - Swift, nese zařízení BAT pro pozorování gama záblesků, registroval jich celou řadu, mnohé i s optickými „dosvity“ 2007 - AGILE, italský projekt 2008 - Fermi, projekt NASA, přístroje LAT (the Large Area Telescope), GBM (GLAST Burst Monitor) ke sledování gama záblesků 1.7.2 Principy detekce, detektory Detekce fotonů záření gama není jednoduchá, protože mají velmi vysokou energii. Nejvhodnější metodou se ukázala detekce jejich interakce s nějakou látkou. Gama foton může způsobit svou interakcí s elektronem fotoelektrický jev, fotoionizaci nebo také Comptonův rozptyl. Výsledný záblesk světla je snímán scintilačním detektorem. Při vyšších energiích fotonu pak může docházet ke vzniku páru elektron-pozitron, které opět můžeme registrovat tzv. jiskrovou komorou. 1.7. GAMA ASTRONOMIE 21 Obrázek 1.10: Vesmír v barvě gama, výsledek dvou let měření gama záření observatoří Fermi, zdroj zde 22 KAPITOLA 1. ASTRONOMICKÁ POZOROVÁNÍ Kapitola 2 Astronomická fotografie „A co tak třeba sundat krytku?“ – anonym, hvězdárna ve Slezsku 2.1 Historie Samotné slovo „kamera” pochází z latinského sousloví „camera obscura“ (temná komora), jejíž popis a znázornění nalezneme již v knize De Radio Astronomica et Geometrica (autor Gemma Frisius) z roku 1545. Je rovněž doloženo, že Thomas Wedgwood a Humphry Davis prováděli už na konci 18. století první pokusy s fotocitlivostí sloučenin stříbra. Skutečně první použitelnou technologii však představil až v roce 1839 Louis Daguerre. Postup výroby každé daguerrotypie byl velmi složitý a znamenal vznik jediného originálního snímku. Shodou okolností byla mezi prvními pořízenými snímky také daguerrotypie Měsíce a tak velmi záhy Francois Arago (astronom a politik) předvídal použitelnost k astronomickým účelům. Stručný chronologický přehled počátků astrofotografie: 1842 - první daguerrotypie Slunce 1843 - J. W. Draper v USA, záznam slunečního spektra 1842 - Rakušan Majocchi, částečné zatmění Slunce 1850 - hvězdy Vega – daguerrotypie 1857 - daguerrotypie hvězd Alcor a Mizar 1872 - Vega, spektrum, H. Draper 1874 - Francouz Janssen, přechod Venuše přes sluneční kotouč 1880 - mlhovina M 42, H. Draper, 1. snímek mlhoviny 1882 - mlhovina M 42, W. Huggins, 1. spektrum mlhoviny 1884 - 1. snímek galaxie M 31 1885 - objev 1. mlhoviny fotografickou metodou, „závoj“ Plejád Technologie daguerrotypie byla posléze nahrazena fotografickými technologiemi, které dnes označujeme za klasické. Pořízení fotografie je poměrně složitý chemický proces, který není dodnes detailně probádaný. Celá procedura fotografování je z chemického hlediska velmi složitá 23 24 KAPITOLA 2. ASTRONOMICKÁ FOTOGRAFIE Obrázek 2.1: Jedno z prvních vyobrazení dírkové komory, zdroj zde a tedy i náchylná na chyby. Často je velmi těžké zachovat shodné fyzikální a chemické podmínky při expozici i při zpracování. Nejasný je také proces stárnutí fotografického záznamu. 2.2 Základy praktické astrofotografie Klasická fotografie využívá jako světlocitlivý materiál suspenze zrn bromidu stříbrného (AgBr) o velikosti řádově µm a želatiny. Pro tuto suspenzi se používá rozšířené (ale vlastně nesprávné) označení fotografická emulze. Bývá nanesena na skleněné nebo plastové podložce. Pro astronomické účely se více využívaly fotografické desky, tedy fotografická emulze nanesená na sklenené destičce normovaných rozměrů. Vlastní fotografický proces má několik fází. Nejprve dojde po interakci světlocitlivých zrn s dopadajícími fotony ke vzniku „latentního“ obrazu. Ten není viditelný a musí být nejprve zesílen chemickým procesem, tzv. vyvoláním. Poslední fáze, která je nutná k získání stabilního obrazového záznamu, je ukončení zesilování a tzv. ustálení obrazu, při kterém se také odstraní všechny chemikálie, které byly v kontaktu s fotografickou emulzí během jejího vyvolávání. Mezi hlavní nevýhody využití klasické fotografie pro astronomické účely patří malá účinnost (max. 4 % až 10 %), nelineární „odezva“ a vnitřní rozptyl na skleněných fotografických deskách. Velkou výhodou je pak velká obrazová plocha ve srovnání s polovodičovými detektory světla. Fotografická emulze byla v astronomii používána mnoho desetiletí, éra její dominance končí někdy v 80. letech minulého století. Byla využívána zejména k sestavování fotografických atlasů, pořizování podkladů pro atlasy, k astrometrickým měřením, pořizování spekter, dokumentaci astronomických jevů a také k pořizování astronomických fotografií, jejichž hlavní hodnota byla estetická. Klasická astronomická fotografie je již minulostí, ale i s využitím digitálních fotoaparátů se používají prakticky shodné postupy. Některé z nich si můžeme popsat podrobněji. Fotografovat můžeme aparátem „z ruky“, ze stativu, fotoaparátem umístěným na montáži dalekohledu, v ohnisku dalekohledu, mimo ohnisko teleskopu a nebo také metodou projekce. 2.2. ZÁKLADY PRAKTICKÉ ASTROFOTOGRAFIE 25 2.2.1 Fotografování „z ruky“ Můžeme použít libovolný fotoaparát. Je to metoda použitelná pro astronomickou fotografii jen omezeně. Dokážeme pořídit scenérie s krajinou za dostatečného osvětlení, instruktážní fotografie nebo fotografie východů a západů Slunce či Měsíce. 2.2.2 Ze stativu Stativ by měl být dostatečně pevný a stabilní. Potřebujeme fotoaparát vybavený závitem potřebným k upevnění na stativ a také je vhodné mít spoušť na dálkové ovládání. Expoziční časy již mohou být delší, je tedy vhodné mít fotoaparát s možností samostatného ovládání závěrky (tzv. nekonečný čas). Ze stativu můžeme fotografovat „dráhy“ hvězd, meteorické roje, polární záře, družice, zatmění. Pro každý objekt můžeme vypočítat maximální expoziční čas, při kterém ještě nebude znatelný denní pohyb objektů a obrazy hvězd na snímku budu ještě bodové. Platí totiž E = 550 f cos δ , (2.1) kde E je expoziční čas v sekundách, f je ohnisková vzdálenost objektivu v mm a δ je deklinace objektu v úhlových stupních. V tabulce jsou expoziční časy pro objektiv s ohniskovou vzdáleností 58 mm. deklinace [◦ ] max. expozice [sec] 10 9 30 11 50 14 70 27 90 ∞ 2.2.3 Na montáži dalekohledu Pokud máme k dispozici kvalitní paralaktickou montáž s hodinovým pohonem, můžeme ji využít k fotografování astronomických objektů delšími expozicemi. Potřebujeme mít také fotoaparát s upevňovacím závitem, objektivem a možností dálkového ovládání spouště. Fotoaparát můžeme umístit na montáž samostatně nebo připevnit na tubus dalekohledu. Pokud pracujeme s komerčními výrobky, je takové vybavení nabízeno jako příslušenství montáže nebo dalekohledu. Je také možné si zakoupit nebo vyrobit tzv. paralaktický stůl, který umožňuje připevnění libovolného typu fotoaparátu s vlastním objektivem. Při delších expozicích nebo při expozicích objektů s vlastním pohybem vůči hvězdné obloze musíme řešit pointaci. Ta může být tzv. ruční s využitím vláknového kříže v okuláru nebo automatická, pokud máme k dispozici technologicky pokročilejší dalekohled s montáží. Takovou metodou jsme schopni pořídit například snímky jednotlivých souhvězdí nebo ko- met. 2.2.4 Fotografování dalekohledem Jestliže využijeme dalekohled jako objektiv fotoaparátu, máme několik technických možností: 26 KAPITOLA 2. ASTRONOMICKÁ FOTOGRAFIE V ohnisku dalekohledu Jestliže chceme pořídit snímky přímo v ohnisku klasického dalekohledu, potřebujeme fotoaparát s odnímatelným objektivem, redukci k jeho spojení s okulárovým výtahem, vhodné distanční mezikroužky a také dálkové ovládání spouště. S takovým vybavením je možné fotografovat například detaily povrchu Měsíce, planety nebo objekty vzdáleného vesmíru. Mimo ohnisko Tato metoda využívá dalekohled včetně jeho okuláru a fotoaparát nebo kamera se umístí před okulár. Je tedy nutné mít k dispozici fotoaparát s objektivem a také adaptér nebo vhodný stativ k upevnění před okulár. Lze tak fotografovat povrch Měsíce nebo planety. Vzhledem ke složitosti takto sestaveného optického systému se jedná spíše o improvizaci, pokud nemůžeme použít některý z jiných postupů. Projekční metoda Metoda fotografování objektu promítaného dalekohledem na stínítko je prakticky použitelná pouze pro Slunce. Jinou verzí projekční metody je využití vhodného okuláru k projekci objektu za ohniskovou rovinu. Promítaný (zvětšený) obraz je pak fotografován aparátem s vlastním objektivem. Abychom zamezili vniknutí parazitního světla, je možné využít uzavřenou projekční redukci, která je nabízena jako příslušenství některých dalekohledů nebo si ji sami zhotovíme. Pak můžeme touto metodou fotografovat nejen planety, ale také objekty vzdáleného vesmíru. 2.2.5 Porovnání klasické a digitální astrofotografie Přestože klasická fotografie se v astronomii již téměř nepoužívá, některé její vlastnosti nejsou digitální astrofotografií zatím překonány. Klasická astrofotografie: + větší rozlišení + odolnější, aparáty mohou být zcela mechanické bez nároků na energii + snímek je možné naskenovat k dalšímu digitálnímu zpracování + větší odolnost vůči povětrnostním vlivům – delší expozice – složité zpracování – není možná okamžitá korekce Digitální astrofotografie: + krátké expoziční časy + malé rozměry a hmotnost + okamžitý výsledek, možnost korekce + digitální výstup 2.2. ZÁKLADY PRAKTICKÉ ASTROFOTOGRAFIE 27 – menší rozlišení – závislost na zdroji energie (kritické v zimě) Jestliže budeme chtít pořizovat barevné astronomické snímky nikoliv digitálním fotoaparátem, ale astronomickou CCD kamerou, pak je nutné používat k několikanásobným expozicím filtry RGB a snímky skládat. Je to náročné zejména na velmi přesné zaostření a často je nutné další digitální zpracování. Existuje celá řada PC programů, které nám v tom pomohou, například software IRIS nebo AIP4WIN. 2.2.6 Webové inspirace Podrobnější návody pro digitální astrofotografii poskytnou například texty Martina Myslivce (http://foto.astronomy.cz/, Davida Malina (http://www.davidmalin.com/ nebo tento Průvodce CCD astrofotografií (http://starizona.com/acb/ccd/ccd.aspx). Digitální astrofotografie umožňuje také jednodušší publikaci snímků. A tak se můžeme nechat inspirovat celou řadou níže uvedených elektronických galerií astronomických snímků: Greg Piepol www.sungazer.net/ Guy Brandenburg home.earthlink.net/~gfbranden/GFB_Home_Page.html Elizabeth Warner www.astro.umd.edu/~warnerem/ Tom Kennedy www.tomkennedy.org/Astronomy.htm Jerry Lodriguss www.astropix.com/ Jason Ware www.galaxyphoto.com/ Russel Croman www.rc-astro.com/ Robert Gendler www.robgendlerastropics.com/ Michael Covington www.covingtoninnovations.com/astro/ Camera obscura http://www.pinhole.cz/ 28 KAPITOLA 2. ASTRONOMICKÁ FOTOGRAFIE Kapitola 3 Základy počítačového zpracování obrazu „Jáchyme, hoď ho do stroje!“ – Smoljak, Svěrák, Lipský, filmový scénář 3.1 Úvod Každé astronomické pozorování je možné schematicky popsat tímto řetězcem: 1. vzdálený zdroj záření (astronomický objekt), 2. cesta záření prostorem, 3. fokusace dalekohledem, 4. záznam detektorem, 5. zpracování, 6. zobrazení, 7. analýza, 8. archivace Závěrečná část řetězce (od bodu 5) je dnes realizována především s využitím výpočetní techniky. To se týká také zpracování obrazu, které se dříve odehrávalo v temné komoře. Mezi základní operace používané při digitálním zpracování obrazu patří zvýšení kontrastu, vyšší ostrost, kalibrace a také úprava barev. Pro každý digitální snímek je nutná jednoznačná struktura záznamu hodnot jednotlivých obrazových elementů. Jako obrazový element neboli pixel označujeme nejměnší obrazovou jednotku snímku. Nemusí se vždy jednat o jeden fyzický polovodičový element na CCD chipu, pokud pracujeme v tzv. vázaném režimu (2x2, 3x3 atp.). Každý pixel je jednoznačně popsán trojicí čísel: • poloha sloupce • poloha řádku • číselná hodnota „obsahu“ Hodnota pixelu může být v různých jednotkách, většinou se používá tzv. ADU (Analog-toDigital Units). Ke zobrazení snímku se používá jedna ze dvou existujících konvencí. Buď se jedná o tzv. kartézský systém, kdy je poloha (0,0) v levém spodním rohu, nebo tzv. video systém, ve kterém je poloha (0,0) umístěna v levém horním rohu. Mezi základní charakteristiky každého digitálního snímku patří jeho poměr stran (šířka/výška) a poměr stran každého obrazového elementu (šířka/výška). Počet obrazových bodů v obou osách chipu je pak M (šířka snímku/šířka pixelu) krát N (výška snímku/výška pixelu). 29 30 KAPITOLA 3. ZÁKLADY POČÍTAČOVÉHO ZPRACOVÁNÍ OBRAZU 3.2 Formáty Existuje nepřeberné množství způsobů, jak do datového souboru zapsat údaje o digitálním obraze. Různé způsoby zápisu označujeme jako různé tzv. formáty daného snímku. Astronomické snímky jsou většinou ve formátu FITS (Flexible Image Transport System), který sice není technicky nejdokonalejší, ale používá se velmi dlouho a je tedy považován za určitý standard. Pokud se jedná o astronomické snímky, které jsou pořízeny zejména kvůli jejich estetické hodnotě a nepočítá se s jejich vědeckým využitím, používají se i jiné běžně využívané formáty jako je TIFF (Tagged Image File Format), BMP (bitmap, MS Windows) nebo JPEG (Joint Photographic Experts Group). Formát FITS je zcela nezávislý na operačním systému a má 3 části: hlavičku, data a konec („ocásek“). Hlavička může obsahovat řadu identifikačních informací (popis dat, čas, expozici, souřadnice, údaje o observatoři atp.). Velikost FITS souboru je násobkem 2880 bytů, což umožňuje kontrolu případného poškození souboru při datovém přenosu. Existují i nestandardní FITS soubory, které se liší v jednotlivých částech souboru. 3.3 CCD snímek Každý neupravený CCD snímek neobsahuje pouze informace o toku fotonů od nasnímaných objektů, ale tato informace je deformována celou řadou dalších vlivů. Mezi ty nejvýraznější patří vliv nejednotné citlivosti pixelů, temný proud, nulový signál (tzv. bias) a vlivy digitalizace. Většinu těchto vlivů můžeme korigovat při procesu tzv. kalibrace, který odstraní vliv procesu integrace toků fotonů, různé citlivosti pixelů, vinětace zorného pole, temného proudu, nulového proudu i digitalizace. Podle rozsahu korekcí rozdělujeme kalibraci do tří stupňů: • základní – po této kalibraci bude hodnota pixelu úměrná počtu vzniklých fotoelektronů (využijeme tzv. master dark se shodným integračním časem) • standardní – hodnota pixelu bude úměrná počtu fotonů přicházejících od objektu (využijeme tzv. master dark se shodným integračním časem a tzv. master flat) • pokročilá – hodnota pixelu je úměrná počtu fotonů přicházejících od objektu (využijeme tzv. master dark se shodným integračním časem, tzv. master flat a tzv. master bias) Ke kalibraci používáme několik typů kalibračních snímků: Bias frame - snímek s téměř nulovým integračním časem, jeho odečtením redukujeme vliv nulového proudu, většina moderních CCD kamer má tuto redukci zabudovánu a provádí ji automaticky, takže se jí nemusíme zabývat, jestliže redukci provádíme samostatně, můžeme použít jednotlivý snímek nebo si vytvořit „master“, tedy průměrný bias frame z více expozic. Dark frame - kalibrační snímek, který umožňuje redukovat temný proud odpovídající délce expozice, používáme buď samostatný dark, jehož integrační čas je delší nebo shodný s integračním časem kalibrovaného snímku, případně „master dark“, který získáme zpracováním několika samostatných dark snímků. Tuto kalibraci provedeme odečtením hodnot příslušných pixelů dark snímku od hodnot pixelů kalibrovaného snímku. 3.4. NÁSTROJE ANALÝZY OBRAZU 31 Flat field (frame) - kalibrační snímek umožňující redukci rozdílné citlivosti jednotlivých pixelů. Pořídíme jej nasnímáním rovnoměrně osvětlené plochy (např. oblohy za soumraku) nebo si můžeme k tomu účelu vyrobit speciální box (viz např. http://koca.astronomie.cz/pages/ clanky/jak_vyrobit_flat_field/flat-field.html ). Hodnoty pixelů kalibrovaného snímku pak dělíme hodnotami příslušných pixelů flat snímku. Také zde můžeme vytvořit master flat z několika samostatných flat snímků. 3.4 Nástroje analýzy obrazu Informace, které nás zajímají, se týkají buď jednotlivých pixelů (souřadnice, hodnota) nebo celého snímku, případně nějaké vybrané části. Ze statistiky celého snímku nás většinou zajímá minimální a maximální hodnota (pixelu), průměrná hodnota nebo medián hodnot pixelů. Tyto informace získáme využitím různých výpočetních programů. Jedním z nich je program AIP4WIN. Mezi základní operace se snímky patří vytvoření průměrného snímku z několika jednotlivých expozic, „vyhlazení“ snímku, jeho převrácení, transpozice, posun, rotace nebo také výběr části snímku či vytvoření mozaiky z několika snímků. 32 KAPITOLA 3. ZÁKLADY POČÍTAČOVÉHO ZPRACOVÁNÍ OBRAZU Kapitola 4 Základy astronomické fotometrie „Rychlost světla je už známá, ale jakou rychlostí se šíří tma?“ – anonym, Astronomically Speaking, str. 176 4.1 Základní pojmy Zářivý výkon Hvězdy můžeme považovat za téměř izotropní zdroje elektromagnetického záření. Jejich celkový zářivý výkon L, který je dán energií vyzářenou ve všech vlnových délkách za jednotku času, se vyjadřuje ve wattech nebo zářivých tocích tzv. nominálního Slunce LS, jehož výkon je definován jako LS = 3, 846.1026 W. Zářivost (označujeme I) je bolometrická intenzita záření, tedy zářivý tok vysílaný do prostorového úhlu o velikosti 1 steradiánu (jednotkou je Wsr−1 ). Pro izotropně zářící zdroj platí mezi zářivým výkonem a zářivostí vztah L = 4πI. Bolometrická jasnost (označujeme F) je hustota zářivého toku, tedy tok záření, který za sekundu projde 1m2 plochy kolmo nastavené ke směru přicházejícího záření (jednotkou je Wm−2 ). Pokud označíme vzdálenost od zdroje záření jako r, pak platí jednoduchý vztah I = r2 F a dále pro izotropní zářiče také vztah L = 4πr2 F. Právě měření hustoty zářivého toku přicházejícího od astronomických objektů (např. hvězd) je jednou z obtížných astrofyzikálních úloh. Většinou se totiž jedná o velmi nízké toky, které bychom navíc měli registrovat v celém rozsahu elektromagnetického spektra. K těmto přístrojovým omezením navíc přistupují omezení při pozorování ze zemského povrchu, která způsobuje atmosféra. Ta je pro velkou část elektromagnetického spektra částečně nebo zcela nepropustná. Výsledky svých měření tak musíme o vliv atmosféry opravit. Navíc je záření také ovlivněno průchodem mezihvězdným prostředím, které není dokonalým vakuem a dochází v něm k interakci záření s mezihvězdnou látkou. Tyto vlivy se korigují velmi obtížně a jsou prakticky neodstranitelné. Měření hustoty zářivého toku se provádějí tzv. bolometry, ale technická realizace bolometrických měření je velmi obtížná. Proto se při astronomických pozorováních používají veličiny vztahující se jen na určitý interval elektromagnetického záření vymezený optickým filtrem s přesně definovanou propustností. Mezi takovými intervaly záření má zvláštní postavení tzv. vizuální obor, který je definován filtrem V s propustností odpovídající spektrální citlivosti lidského oka. Jeho maximum 33 34 KAPITOLA 4. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ FOTOMETRIE propustnosti je na vlnové délce 550 nm a tzv. efektivní šířka filtru má hodnotu 89 nm. V praxi se pak používá dalšího zjednodušení, když se hustota zářivého toku v barvě V ztotožňuje hustotou světelného toku, tedy tzv. jasností (j). Jednotkou je sice vlastně W m−2 , ale jasnost lze vyjadřovat ve speciálních jednotkách zavedených pro světlo, tedy 1 lumen m−2 . Docela stejným způsobem je možné zavádět i další „nevizuální“ hustoty zářivého toku, které budou definovány jako hustoty zářivého toku po průchodu specifickým filtrem. Hvězdná velikost (m) je veličina, kterou astronomové z tradičních i praktických důvodů vyjadřují jasnost zdroje záření a její jednotkou je tzv. magnituda (zkratka mag). Hvězdná velikost m je logaritmická veličina svázaná s příslušnou jasností j tzv. Pogsonovou rovnicí: m = −2, 5 log( j j0 ), (4.1) kde j0 je tzv. referenční jasnost, kterou má zdroj s hvězdnou velikostí m = 0 magnitud. Podle spektrálního oboru, ke kterému je hvězdná velikost vztažena, rozeznáváme např. vizuální hvězdnou velikost mV nebo bolometrickou hvězdnou velikost mbol atp. Převodní vztahy mezi bolometrickou jasností F a bolometrickou hvězdnou velikostí mbol jsou definovány tak, že hvězda s bolometrickou hvězdnou velikostí mbol = 0 mag má mimo zemskou atmosféru hustotu zářivého toku F0 = 2, 553.10−8 W m−2 . Pro vizuální hvězdnou velikost mV je stanovena referenční jasnost j0 = 2, 54.10−6 lm m−2 , tedy 2, 54.10−6 luxů, což odpovídá hustotě zářivého toku přibližně 3, 2.10−9 W m−2 . Mezi bolometrickou hvězdnou velikostí a vizuální hvězdnou velikostí platí vztah: mbol = mV + BC, (4.2) kde BC je tzv. bolometrická korekce, která odpovídá rozložení energie ve spektru zdroje záření, jež je v případě hvězd určováno především teplotou. Bolometrická korekce byla definována tak, aby měla nulovou hodnotu pro hvězdy s povrchovou teplotou kolem 7000 K (hvězdy spektrálního typu F) a pro vyšší i nižší teploty pak její hodnota klesá a může dosáhnout i několika magnitud. Jak jsme si v předchozím textu ukázali, můžeme ve stelární astrofyzice zaměnit bolometrické veličiny za jednodušeji měřitelné veličiny (např. vizuální atp.). Tohle fyzikální zjednodušení však musíme mít stále na paměti a při všech pozorováních a výpočtech, které se týkají celkového množství energie, je nutné používat veličiny bolometrické. Je zřejmé, že bolometrická jasnost F určitého zdroje o zářivosti I ( a výkonu L) je nepřímo úměrná kvadrátu vzdálenosti od zdroje r, ve které jasnost měříme. Pokud porovnáme jasnosti F1 a F2 téhož zdroje, které byly změřeny ve vzdálenostech r1 a r2, dostaneme pro jejich poměr vztah: F2 F1 = Ir2 1 r2 2I = r1 r2 2 . (4.3) Pokud dosadíme z Pogsonovy rovnice bolometrické hvězdné velikosti m1 a m2, dostaneme vztah pro jejich rozdíl ve tvaru: m2 − m1 = −2, 5 log F2 F1 = 5 log r2 r1 . (4.4) Takový vztah však neplatí pouze pro bolometrické hvězdné velikosti, ale obecně pro libovolné hvězdné velikosti. Protože hodnota hvězdné velikosti závisí na vzdálenosti i na zářivém výkonu zdroje záření, je vhodné definovat veličinu, která na vzdálenosti nezávisí. Tou je tzv. absolutní hvězdná velikost 4.2. FOTOMETRICKÉ SYSTÉMY 35 M, což je hvězdná velikost zdroje pozorovaného ze standardní vzdálenosti, která je pro stelární astrofyziku definována jako r0 = 10 parseků, tedy 3, 08568.1017 m. Pro tzv. modul vzdálenosti (m − M) pak plyne vztah: m − M = 5 log r − 5 = −5 log π − 5, (4.5) kde r je vzdálenost v parsecích a π je roční paralaxa v úhlových vteřinách. Například pro Slunce je modul vzdálenosti (m − M)S = −31, 57 mag. 4.2 Fotometrické systémy Z praktických důvodů se pro fotometrická měření začaly používat sady filtrů s přesně definovanými propustnostmi. Propouštěné intervaly elektriomagnetického záření se označují jako tzv. barvy a každý fotometrický systém jich má několik. Výběr vhodných pásem sice vyplývá z astrofyzikální podstaty registrovaného záření, ale často je ovlivněn také technickými a finančními nároky při jejich výrobě. Podle šířky pásma propustnosti je možné rozdělit systémy a jejich jednotlivé filtry do tří skupin: – širokopásmové systémy pokrývající nejméně 30 nm v každém z filtrů, – středněpásmové systémy, s pásmy od 10 do 30 nm, – úzkopásmové systémy s křivkou propustnosti několika málo nm. Pro každý systém je používán specifický postup, kterým se pozorované hvězdné velikosti převádějí na standardní. V dobách fotometrického pravěku měla každá observatoř svůj systém. Některé však byly natolik vhodně zvoleny, že se postupně staly celosvětovými. Jaké vlastnosti by měl mít ideální fotometrický systém? Takový systém pro potřeby stelární astronomie by měl mít tyto parametry: – „monochromatickou hvězdnou velikost“ ve vizuální vlnové délce (nejčastěji V), – „fotometrický gradient“ rozložení energie ve spektru (nejčastěji v okolí V), – alespoň jeden parametr postihující odchylku rozložení energie od záření absolutně černého tělesa příslušné efektivní teploty (nejčastěji kolem Balmerova skoku), – parametr popisující velikost mezihvězdné extinkce. Je zřejmé, že takový ideální fotometrický systém neexistuje, níže uvedené systémy jsou kompromisem. 4.2.1 Přehled fotometrických systémů Vizuální hvězdná velikost mviz Naše oko má maximum citlivosti kolem 550 nm pro vidění fotopické a 480 nm pro vidění skotopické, které se uplatní jen při tzv. nočním vidění. První vizuální odhady jsou uvedeny v Hipparchově katalogu. Vizuální odhady jsou však obsahem i novějších hvězdných katalogů z 19. století, např. HD katalogu. Přesnost těchto odhadů je pouze v řádu desetin magnitudy. Fotografická hvězdná velikost mpg První objektivní stanovení jasností hvězd bylo spojeno až s rozvojem astronomické fotografie, která také umožnila stanovit jasnost mnohem slabších objektů než jsou viditelné očima. Pou- 36 KAPITOLA 4. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ FOTOMETRIE žívané fotografické desky byly více citlivé na krátkovlnné záření a tak se fotografické hvězdné velikosti liší od vizuálních hvězdných velikostí v závislosti na barvě hvězd a ta je funkcí jejich efektivní teploty. Bylo zjištěno, že existuje závislost mezi spektrálním typem hvězd a tzv. barevným indexem (mpg − mviz). U méně jasných hvězd zastupoval barevný index parametr vyjadřující teplotu hvězdy. Fotonásobič a barevné filtry Vyšší citlivost fotonásobičů umožnila využít různé barevné filtry. První měření pořízená touto metodou však nebyla nikdy důsledně standardizována a dnes se prakticky nedají použít. Johnsonův systém UBV Patrně nejrozšířenějším fotometrickým systémem ve stelární astronomii je systém širokopásmových filtrů UBV zavedený Johnsonem (a dalšími) v polovině 20. století. Jeho původní verze je definována třemi filtry: filtr U – propustnost od 300 nm do 420 nm s maximem propustnosti u 365 nm, filtr B – propustnost od 360 nm do 500 nm s maximem u 440 nm, filtr V – propustnost od 460 nm do 740 nm s maximem u 545 nm. K jeho rozšíření a oblíbenosti přispělo i to, že Johnson a jeho kolegové proměřili mnoho tisíc hvězd (a výsledky publikovali) a také skutečnost, že systém má dobře definován vztah mezi určitými fyzikálními vlastnostmi hvězd a barvami určenými barevnými indexy (U-B) a (B-V ). Původní systém byl později rozšířen do červené a IR oblasti spektra - filtry R (700 nm), I (900 nm), J (1 250 nm), K (2 200 nm) a L (3 400 nm). Infračervený systém JHKLM Jedná se o širokopásmový fotometrický systém, který je vlastně rozšířením Johnsonova systému do vzdálenější IR oblasti spektra. Barvy JHKLM jsou zvoleny v oblastech s minimální atmosférickou extinkcí. Definice pásem: J – 1,25 µm, H – 1,65 µm, K – 2,2 µm, L – 3,5 µm, M – 4,8 µm. Strömgrenův systém uvby Pokud se podíváme na zásady, které by měl splňovat ideální fotometrický filtr, pak největší nevýhodou Johnsonova systému je to, že filtr U zasahuje i do oblastí za Balmerovým skokem, takže se nedá požít k určení výšky Balmerova skoku a navíc se překrývá s filtrem B. Také z těchto důvodů byl vyvinut středněpásmový systém uvby, který navrhl Strömgren. Je tvořen čtyřmi filtry: u – pološířka 34 nm, maximum 350 nm, v – pološířka 20 nm, maximum 410 nm, b – pološířka 16 nm, maximum 465 nm, y – pološířka 24 nm, maximum 545 nm. Strömgrenův fotometrický systém je možné rozšířit o dva filtry centrované na střed vodíkové čáry Hβ (486 nm): středněpásmový filtr (pološířka 15 nm) a úzkopásmový filtr (pološířka 3 nm). Rozdíl hvězdných velikostí v těchto dvou filtrech určuje tzv. index β, který je úměrný ekvivalentní šířce čáry Hβ. 4.2. FOTOMETRICKÉ SYSTÉMY 37 Obrázek 4.1: Propustnosti filtrů UBVRI, v horní části diagramu je znázorněna propustnost zemské atmosféry, zdroj zde Ženevský systém Sedmibarevný ženevský systém představuje kombinaci širokopásmového a středněpásmového fotometrického sytému. Jeho barvy UBV jsou obdobou johnsonovských UBV, navíc však obsahuje užší filtry (B1, B2, V1 a G), které se nacházejí v oblastech barev B a V. Systém International Halley Watch (IHW) Středněpásmový systém zachycující zajímavé oblasti ve spektru komet (387 nm až 700 nm). Systém družice Hipparcos Na astrometrické družici Hipparcos se u jednotlivých hvězd prováděla přesná fotometrie jednak ve velice širokém pásmu HP a dvou systémech Tycho: BT a VT zhruba odpovídajících svým johnsonovským předlohám. 4.2.2 CCD fotometrie Pokud se podíváme na vývoj astronomické fotometrie, pak fotoelektrické fotometry přinesly velkou přesnost měření, ale teprve CCD detektory způsobily, že se fotometrická měření stala dostupná prakticky pro každého a důvodů je hned několik. CCD kamery mají mnohem vyšší účinnost, takže se dají používat i na menších dalekohledech, je možné měřit slabší hvězdy a používat mnohem kratší expoziční časy. Další velkou výhodou je současná expozice pozadí a hvězd nebo to, že při fotometrii proměnných hvězd jsou zároveň exponovány srovnávací hvězdy i hvězda proměnná, atp. Kromě fotometrických pozorování proměnných hvězd, zejména zákrytových proměnných 38 KAPITOLA 4. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ FOTOMETRIE Obrázek 4.2: Ženevský systém - propustnosti filtrů, zdroj zde hvězd, je možné se zaměřit také na dlouhoperiodické proměnné hvězdy, novy nebo supernovy. Se středním dalekohledem vybaveným běžnou astronomickou CCD kamerou je možné provádět i fotometrii tranzitů exoplanet nebo planetek. Ke zpracování CCD snímků pořízených pro účely fotometrie je možné použít řadu výpočetních programů (např. IRAF nebo z něj odvozený MUNIPACK viz http://munipack.physics. muni.cz/ ). Jestliže pořizujeme CCD snímky kvůli fotometrickému zpracování, musíme se snažit splnit některé podmínky. Jedná se především o volbu správné doby expozice a dostatečný poměr signál/šum. Dále bychom se měli snažit o snížení vlivu „vzdušné hmoty“ a pořizovat snímky, když je objekt co nejvýš nad obzorem. Doporučené rozlišení je přibližně 2/pixel a před fotometrickým zpracováním musíme udělat kalibraci všech snímků. Při vícebarevné fotometrii je nutné používat skutečné standardní filtry (s certifikací). Fotometrie těles s vlastním pohybem Jestliže potřebujeme měřit jasnost těles, která mají výrazný vlastní pohyb (planetky, komety atp.), můžeme zvolit některou ze tří metod: 1. ponechat běžný pohyb dalekohledu, hvězdy jsou zobrazeny jako „kotoučky“, obraz objektu bude protáhlý, 2. dalekohled sleduje pohyb objektu, pak vzhled obrazu objektu je realistický a hvězdy jsou zobrazeny jako křivky, 3. dalekohled se pohybuje poloviční rychlostí jako objekt, pak jsou obrazy všech objektů křivky. Druhá a třetí metoda klade velké technické nároky na vybavení montáže dalekohledu. Pro první metodu, která je nejjednodušší vzhledem k technickému vybavení, nemůžeme použít běžnou metodu aperturní korekce. Nejprve vypočteme z efemerid, vlastností dalekohledu a CCD kamery posun objektu v obou směrech. Pak běžným postupem určíme jasnosti hvězd. Poté hvězdy uměle posuneme stejně jako se posunul objekt a opět určíme opět jejich jasnost. Z rozdílu jasností získáme korekci, kterou pak aplikujeme i při určení jasnosti pohybujícího se objektu. Kapitola 5 Astrometrická měření „The stars are the land-marks of the universe.“ – Sir John Frederick William Herschel, Essays from the Edinburgh ... , 1857 5.1 Úvod Astrometrická pozorování jsou závislá mimo jiné také na definici přesného systému souřadnic. Podrobněji je toto téma obsahem první kapitoly studijního textu Praktická astronomie. Základní astrometrické katalogy: ◦ FK4 obsahuje jen 1536 hvězd ◦ SAO obsahuje 259 000 hvězd (to je jen 6 hvězd na úhlový stupeň čtverečný!) ◦ GSC polohy jsou vztaženy k FK3, SAO, chyba asi 0,5” ◦ katalog Hipparcos – 118 000 hvězd s přesností 0,002” ◦ katalog Tycho – 1 058 000 hvězd s přesností 0,05” Dnes je nejpřesnějším systémem International Celestial Reference System (ICRS) založený na polohách velmi vzdálených zdrojů (bez vlastního pohybu) a nejrozsáhlejšími astrometrickými katalogy jsou USNO-A2.0 a USNO-SA2.0. Obsahuje 526 000 000 hvězd, tedy asi 12 000 na úhlový stupeň čtverečný, respektive verze USNO-SA2.0 (55 000 000 hvězd) je ke stažení zde: http://tdc-www.harvard.edu/catalogs/usnosa2.html . 5.2 Určení polohy objektu Vyjdeme ze zjednodušení, že malou plochu oblohy je možné popsat dostatečně přesně geometrií tečné roviny. Pro souřadnice objektu v této rovině pak platí: X = cos δ sin(α − α0) cos δ0 cos δ cos(α − α0) + sin δ0 sin δ (5.1) Y = sin δ0 cos δ cos(α − α0) − cos δ0 sin δ cos δ0 cos δ cos(α − α0) + sin δ0 sin δ (5.2) Jedná se o gnomonickou projekci, kdy se tečná rovina dotýká hvězdné oblohy v bodě o souřadnicích (α0, δ0). Vztah pro opačnou transformaci má pak podobu: 39 40 KAPITOLA 5. ASTROMETRICKÁ MĚŘENÍ Obrázek 5.1: Znázornění roviny tečné k hvězdné obloze a veličin použitých ve vztazích, zdroj zde α = α0 + arctan X cos δ0 − Y sin δ0 (5.3) δ = arcsin sin δ0 + Y cos δ0 √ 1 + X2 + Y 2 . (5.4) Obraz hvězdy vzdálené od optické osy dalekohledu o úhel θ je od ní lineárně vzdálen r = F tan θ, kde F je ohnisková vzdálenost dalekohledu. Pro malé úhly je pak možné vztah zjednodušit do podoby r = Fθ, kde úhel θ je v radiánech. Jak je to však se souřadnicemi na snímku? V ideálním případě jsou osy snímku rovnoběžné se souřadnicemi a ve středu snímku je bod odpovídající (α0, δ0) a potom platí X = x/F a Y = y/F. Ve skutečnosti většinou musíme do výpočtu zahrnout potřebnou rotaci a translaci. Obecně se pak jedná o lineární transformaci: X = ax + by + c, (5.5) Y = dx + ey + f, (5.6) kde konstanty a, b, c, d, e, f jsou konstantami snímku a lze je určit empiricky z polohy tří nebo více referenčních hvězd na snímku. Jestliže použijeme větší počet referenčních hvězd, můžeme využít při hledání konstant metodu nejmenších čtverců a dostaneme přesnější výsledky. Po určení konstant snímku pak vypočteme také souřadnice neznámého objektu. K požadovanému cíli astrometrického měření se tedy dostaneme čtyřmi postupnými kroky: 5.2. URČENÍ POLOHY OBJEKTU 41 Obrázek 5.2: Souřadnice snímku a projekce astronomických souřadnic do CCD snímku, zdroj zde 1. stanovení polohy každé referenční hvězdy (na snímku) 2. výpočet konstant snímku 3. stanovení polohy objektu našeho zájmu (na snímku) 4. výpočet souřadnic objektu V praxi je nutné, aby CCD snímek k astrometrickým měřením obsahoval informaci o přesném čase, byl správně exponován ve vhodném rozlišení a kalibrován. V době pořízení snímku by měl být objekt výše než 45◦ nad obzorem. Na snímku by měl být sever vždy nahoře a dostatečný počet referenčních hvězd. Žádné jiné úpravy než standardní kalibrace snímku nejsou dovoleny. Pokud se chceme věnovat astrometrickým měřením, můžeme se zaměřit na astrometrii nově objevených objektů (planetek, komet atp.) nebo identifikaci objektů. Pro studijní účely je vhodné měření vlastního pohybu hvězd, roční paralaxy nebo určení parametrů dráhy tělesa z více astrometrických pozorování. 42 KAPITOLA 5. ASTROMETRICKÁ MĚŘENÍ Kapitola 6 Základy astronomické spektroskopie „Whisky Od Babičky Aničky - Fantasticky Geniální Koupě! Moderní Léčivo Traumat.“ – spektrální třídy, Prof. Petr Kulhánek 6.1 Historická poznámka Spektroskopie bývá nazývána „srdcem astrofyziky“ a je to dodnes jeden z hlavních nástrojů pozorovací astrofyziky, protože právě spektroskopická pozorování umožňují porovnávat teoretické modely s realitou. Zkoumáním spekter můžeme získat informace o energetické rovnováze, zastoupení molekul, atomů a iontů, makroskopických i mikroskopických rychlostních polích, teplotě nebo hustotě prostředí, ve kterém spektrum vzniklo. Jeden z prvních fyziků, kteří se zabývali podstatou světla, byl Issac Newton. Použil skleněný hranol k rozložení slunečního světla na jednotlivé barvy a také k dalším pokusům. V roce 1802 pak anglický fyzik Wollaton zaznamenal tmavé čáry ve slunečním spektru. Fraunhofer o 15 let později zjistil, že některé z čar u jiných hvězd nejsou, ale spektra mnohých hvězd mají více jiných čar. První obecnější zákony spektrální analýzy formulovali Kirchhoff a Bunsen v roce 1859: 1. pokud látku zahřejeme na vysokou teplotu, bude zářit a spektrum takového záření je spojité, 2. zahřátý plyn září jen v určitých čarách, jejichž poloha je pro něj zcela charakteristická, tzv. emisní spektrum, 3. pokud mezi zdroj spojitého záření a pozorovatele vložíme chladnější plyn, pak ten bude absorbovat záření v určitých čarách, vznikne tzv. absorpční spektrum. 6.2 Záření absolutně černého tělesa Tělesa s nenulovou teplotou září tím víc, čím mají vyšší teplotu. Vysílají spojité záření, jehož spektrální složení se s teplotou rovněž mění a přináší informaci o teplotě vyzařujícího tělesa. Fyzikální idealizací tohoto jevu je tzv. záření absolutně černého tělesa. Popsat spektrum záření absolutně černého tělesa (dále AČT) nebylo jednoduché. Byl formulován tzv. Stefanův vztah pro celkový zářivý výkon: zářivý výkon hvězdy je přímo úměrný 4. mocnině absolutní (termodynamické) teploty. Celkové rozdělení energie ve spektru popsal správným vztahem až v roce 1900 Max Planck. Přišel s myšlenkou, že zářivá energie není vysílána spojitě, ale po kvantech, 43 44 KAPITOLA 6. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ SPEKTROSKOPIE jejichž energie je dána frekvencí záření (tedy jeho vlnovou délkou): E = hν = hc λ , kde h je tzv. Planckova konstanta. Rovnovážné tepelné záření je izotropní a homogenní, koncentrace jeho fotonů a jejich rozdělení podle energií závisí pouze na teplotě záření (nezávisí ani na mechanismu vzniku záření, ani na absorpčních vlastnostech stěn) a jeho spektrum popisuje tzv. Planckův zákon záření AČT. Jedná se o tzv. kosinový zářič, takže těleso sférického tvaru, které vyzařuje jako AČT nemá okrajové ztemnění. Pokud zvýšíme teplotu, vzroste tzv. monochromatický jas Bν ve všech vlnových délkách, takže závislosti Bν na frekvenci ν pro různé teploty se neprotínají. Jestliže zvyšujeme teplotu zářícího tělesa, vlnová délka maxima (λmax) vyzařované energie klesá. Kvantitativně tuto závislost popisuje tzv. Wienův zákon posuvu, který byl znám už před formulací Planckova zákona: λmaxT = 2, 898.10−3 [K m]. Barva AČT se tedy mění v závislosti na jeho teplotě. Plocha AČT o velikosti S a teplotě T vysílá do poloprostoru zářivý výkon Φe, pro který platí Φe = σT4 S, kde σ je Stefanova konstanta, σ = 5, 670.10−8 [W m−2 K−1 ]. Stefanův zákon popisuje souvislost celkového množství vyzářené energie a hodnoty povrchové teploty vyzařujícího tělesa. Tak můžeme určovat povrchové teploty zářících astronomických objektů. Planckův zákon vyjadřuje závislost monochromatického jasu absolutně černého tělesa Bν(T), resp. Bλ(T) na teplotě a frekvenci, případně vlnové délce: Bν(ν, T) = 2 hν3 c2 e hν kT − 1 −1 ; Bλ(λ, T) = 2 hc2 λ5 e hc λkT − 1 −1 , (6.1) kde k je Boltzmannova konstanta, k = 1, 381.10−23 [J K−1 ]. V dlouhovlnné oblasti spektra platí hν kT a pak je argument exponenciály blízký nule, lze tedy využít rozvoje: e hν kT ∼= 1 + hν kT a Planckův zákon se změní v zákon Rayleighův-Jeansův: Bν(T) = 2ν2 c2 kT. Ve vztahu nefiguruje Planckova konstanta h a tak v dlouhovlnné oblasti má elektromagnetické záření povahu vlnění. Pro krátkovlnnou oblast (hν kT), kde je hν kT mnohem větší než 1, je možné 1 ve jmenovateli v Planckově zákonu zanedbat a pak přechází tento vztah do podoby tzv. Wienova zákona: Bν(T) = 2hνe hν kT . Záření naprosté většiny hvězd je možné v prvním přiblížení považovat za záření AČT. Velikost a tvar tzv. plankovské křivky udává informaci o teplotě zářícího tělesa. 6.3 Spektra hvězd Rozlišujeme tři typy spekter: 1. spojité spektrum – odpovídá záření AČT, 2. absorpční spektrum – je to vlastně spojité spektrum, jehož některé části jsou „zeslabeny“ oproti hodnotě odpovídající záření AČT důsledkem absorpce prostředím mezi zdrojem a pozo- rovatelem, 3. emisní spektrum – jedná se o diskrétní oblasti nebo v obecné podobě pak o „nadbytky“ oproti záření AČT v určitých částech spojitého spektra vznik emisních čar, emisní spektrum vyzařuje např. oblast plynu, jež absorbovala záření jiného zdroje. Velmi často záleží typ spektra, které pozorujeme, na geometrickém uspořádání zdroje, oblaku plynu a pozorovatele. Záření hvězd k nám přichází z relativně velmi tenké vrstvy obalující hvězdné nitro, kterou označujeme jako tzv. hvězdnou atmosféru. Hvězdy jako tělesa nemají přesně ohraničený tvar, 6.4. SPEKTRÁLNÍ KLASIFIKACE 45 Obrázek 6.1: Vliv geometrického uspořádání polohy zdroje, prostředí a pozorovatele na druh pozorovaného spektra, zdroj zde plynule přecházejí do okolního kosmického prostředí. Zatímco vnitřní části hvězd není možné pozorovat přímo, protože jsou skryty za opticky hustými, neprůhlednými vrstvami a nacházejí se ve stavu tzv. lokální termodynamické rovnováhy (LTE), část procházejících fotonů uniká do kosmického prostoru a odnáší s sebou energii. Hvězdná atmosféra je právě ta vnější oblast hvězdy, ze které k nám přichází její záření. V ní už je narušen stav termodynamické rovnováhy a 99 % záření v optické oblasti spektra pochází z tzv. fotosféry. Svrchní a opticky řídké vrstvy atmosféry, které se nacházejí nad fotosférou, označujeme jako chromosféru a korónu. Přehled fyzikálních veličin, které můžeme zjistit ze spektra hvězdy shrnuje následující tabulka: fyzikální veličina spektroskopický parametr prvek poloha spektrální čáry množství látky intenzita nebo ekvivalentní šířka čáry makroskopické rychlosti poloha a profil čáry teplota, tlak, gravitační zrychlení intenzita čáry mikroskopické rychlosti, turbulence profil čáry magnetické pole polarizace, Zeemanovy komponenty čáry 6.4 Spektrální klasifikace Prvním rozsáhlejším pokusem o spektrální klasifikaci hvězd je práce Angela Secchiho, který v roce 1868 publikoval katalog se 4000 spektry a rozdělil hvězdná spektra do těchto čtyř skupin: I – bílé hvězdy pouze s čarami H (Sirius, Vega, Altair, Regulus), II – nažloutlé hvězdy slunečního typu (Arcturus, Capella) se spoustou čar tzv. kovů, III – oranžové hvězdy s absorpčními pásy (Betelgeuze, Mira), zpravidla proměnné, IV – červené hvězdy s absorpčními pásy, ostrými u červeného a neostrými u modrého křídla. 46 KAPITOLA 6. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ SPEKTROSKOPIE Harvardská klasifikace V roce 1890 Pickering a Flemingová rozšířili posloupnost spektrálních tříd od bílých hvězd třídy A s nejsilnějšími čarami vodíku až po nejchladnější červené označované jako třída Q. Později bylo zjištěno, že některé třídy jsou nadbytečné a jiné je nutno v klasifikaci přesunout jinam a tak vznikla proslulá harvardská spektrální posloupnost: O B A F G K M. Každá z těchto tříd je rozdělena do 10 podtříd označovaných čísly 0 až 9. Pozorovaná hvězdná spektra lze sestavit v plynulou řadu podle klesající teploty. Kritériem pro zařazení jednotlivé hvězdy jsou relativní intenzity některých vybraných spektrálních čar, které jsou závislé právě na teplotě. Harvardská klasifikace je jednoparametrická, jako rozhodující jsou brány ty rysy spektra, které závisí především na efektivní teplotě hvězdy. spektrální třída charakteristiky spektrální třídy O čáry He II, He I, H I, O III, N III, C III, Si IV B čáry He I, H I, C II, O II, N II, Fe III, Mg III A čáry H I (Balmerova série), ionizované kovy F čáry H I, Ca II, Ti II, Fe II G čáry Ca II, neutrální kovy, molekuly K čáry Ca I, neutrální kovy, molekuly M pásy molekul TiO, čáry Ca I V posledních desetiletích byla spektrální posloupnost rozšířena do oblasti nižších teplot, za spektrálním typem M8 následuje typ L0 až L8 a spektrální třídy T a Y. V roce 1925 publikovala Payne-Gaposhkinová zásadní vědeckou práci, která ukazuje, že chemické složení fotosfér naprosté většiny hvězd je velice podobné: 70 % H, 28 % He a zbytek připadne na všechny ostatní prvky. Na každých 10 000 atomů H připadá zhruba 1000 atomů He, 8 atomů C, 15 atomů O, 12 atomů N, 0,2 atomů Si a ostatních ještě méně. Skutečnost, že zejména ve spektrech chladnějších hvězd převládají právě málo četné prvky, je způsobena tím, že jejich atomy lze mnohem jednodušeji vybudit k záření, než atomy těch nejčetnějších prvků. Morganova-Keenanova klasifikace Každé spektrum nás informuje nejen o efektivní teplotě, ale i o povrchovém gravitačním zrychlení g. Hmotnosti hvězd se mění v relativně malém rozmezí a tak odvozená hodnota gravitačního zrychlení je dobrou informací o poloměru hvězdy. Například pro hvězdu spektrálního typu K0 se můžeme setkat s některou z těchto variant: a) hvězda hlavní posloupnosti, kde g = 1, 1gS, b) běžný obr, pak je g = 1, 4.10−2 gS, c) hmotný veleobr, s hodnotou g = 3, 3.10−4 gS. Protože rozdíly v hodnotě povrchového gravitačního zrychlení jsou řádové, musí být podmínky pro vznik spektra v atmosférách těchto typů hvězd velmi rozdílné. Pokud je gravitační zrychlení g vysoké, pak je atmosféra hvězdy tenká a relativně hustá, dochází k častým srážkám a spektrální čáry hvězdy jsou rozšířené tlakem. Spektrální čáry hvězd s malým povrchovým zrychlením, zejména veleobrů jsou ostré a hluboké. Ze spektra tedy lze zjistit hodnotu gravitačního zrychlení a tím i přibližný poloměr hvězdy. Od druhé poloviny 20. století se tedy používá dvouparametrická Morganova-Keenanova klasifikace, ve které se spektrální typ harvardské spektrální klasifikace na základě rozboru vzhledu 6.4. SPEKTRÁLNÍ KLASIFIKACE 47 Obrázek 6.2: Harvardská spektrální klasifikace, zdroj zde Obrázek 6.3: Intenzita spektrálních čar některých látek v závislosti na teplotě atmosféry hvězdy, zdroj zde 48 KAPITOLA 6. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ SPEKTROSKOPIE Obrázek 6.4: Schematický HR diagram, modrá linie znázorňuje evoluční dráhu hvězdy o hmotnosti Slunce , zdroj zde spektra hvězdy doplňuje o tzv. luminozitní třídu: Ia – jasní veleobři Ib – veleobři II – nadobři III – obři IV – podobři V – hvězdy hlavní posloupnosti VI – podtrpaslíci VII – bílí trpaslíci Jestliže známe spektrální klasifikaci hvězdy v MK klasifikaci, pak můžeme podle dostupných tabulek zhruba stanovit efektivní teplotu hvězdy, její absolutní hvězdnou velikost, tedy i vzdálenost a její poloměr. To jsou chrakteristiky, které určují i její vývojové stadium. Hertzsprungův-Russellův diagram Jestliže vyneseme do grafu závislost základních charakteristik hvězd (M, L, Te, R), zjistíme, že obrazy jednotlivých hvězd v těchto diagramech nepokrývají jejich plochu rovnoměrně. Na počátku 20. století byl sestrojen diagram zachycující závislost zářivého výkonu na efektivní teplotě hvězd, tzv. Hertzsprungův-Russellův diagram, zkráceně též HR diagram. Na diagramu jsou zře- 6.5. PRAKTICKÁ SPEKTROSKOPIE 49 telně odlišitelné skupiny hvězd stejné luminozitní třídy a tedy většinou i shodného evolučního stadia. Atlasy hvězdných spekter Na internetu jsou dostupné databáze spekter například na těchto portálech: A Library of High-Resolution Spectra http://www.sc.eso.org/santiago/uvespop/ A Digital Spectral Classification Atlas http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Spektrální atlas http://cfa-www.harvard.edu/~pberlind/atlas/atframes.html 6.5 Praktická spektroskopie Množství informací, které můžeme ze spekter zjistit je dáno především jeho kvalitou a rozlišením. Spektrální rozlišení je pro každé astrofyzikální spektrum možné definovat vztahem: R = λ δλ , (6.2) kde λ je pozorovaná vlnová délka a δλ nejmenší rozlišitelný interval vlnových délek v jejím okolí. Pojmem „disperse“ bývá označována veličina dλ/dx v ohniskové rovině spektrografu (jednotkou je [nm/mm]), nízká disperse je cca 200 A/mm, vysoká 10 A/mm a méně. Samotné UVOIR detektory jsou velmi širokopásmové, mají tedy velmi špatné spektrální rozlišení. Ke zlepšení rozlišení je nutné použít další optické prvky, pro oblast UVOIR to jsou: – filtry, – hranoly, – difrakční mřížky. 6.5.1 Filtry Pokud zvolíme jako technické řešení filtrů klasické skleněné filtry, pak je možné jejich propustnost definovat volbou vhodných materiálů. Vyrábějí se jich desítky typů, nejznámější je UBVRIJHK systém. Podrobněji viz kapitola věnovaná fotometrii. Jinou možností jsou interferenční filtry, které jsou řešeny napařením tenké vrstvy (cca 10 nm) kovu na skleněnou desku. Konstruktivní interference pak vytvoří úzké, ostře definované pásmo propustnosti. Příkladem může být Fabry-Perotův dvouvrstvý filtr. Pro procházející záření platí vztah: I I0 = 1 1 + 4Re sin2(δ/2) (1+Re)2 (6.3) kde δ = 2π λ 2d cos θ, Re je koeficient odrazivosti vrstvy, d mezera mezi vrstvami a θ úhel paprsku k normále. Vrstvy se pokládají za neabsorbující. Pro rozlišení (pološířku filtru) pak platí: 50 KAPITOLA 6. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ SPEKTROSKOPIE Obrázek 6.5: Schéma interferenčního filtru, zdroj zde R = 2πd √ Re λ(1 − Re) . (6.4) Tyto filtry je možné „ladit“ volbou d a Re, dokonalejší interferenční filtry mají více vrstev. Interferenční filtry s pevným pásmem mají nepotřebné řády potlačeny dalšími vrstvami nebo použitím barevného skla. Šířka pásma bývá 1 nm až 50 nm a rozlišení je od 10 do 500. Poměrně často se používají tyto filtry: – izolace emisních čar: např. Hα, [S II] nebo [O III] – důležité absopční čáry: např. Mg I, Ca II, CN 6.5.2 Hranolové spektrografy Tyto spektrografy využívají k rozkladu světla závislosti indexu lomu prostředí na vlnové délce. Pro jejich spektrální rozlišení platí vztah R = B dn dλ , (6.5) kde B je délka základny hranolu. Výhodou hranolových spektrografů je jejich velká světelnost (pořídí i spektra slabých zdrojů), mají široké zorné pole a poskytují možnost pořízení spekter více objektů najednou. Navíc jsou relativně levné a jednoduché. To všechno jsou důvody, proč byly dominantní při rozvoji astronomické spektroskopie. K nevýhodám pak patří to, že rozlišovací schopnost je silně závislá na vlnové délce (natěsnání dlouhých vln), obtížné pokrytí širšího spektrálního oboru a absorpce omezuje použití v UV oboru. Navíc také proměnná disperze vyžaduje komplikovanější zpraco- vání. 6.5. PRAKTICKÁ SPEKTROSKOPIE 51 Obrázek 6.6: Schéma hranolového spektrografu, zdroj zde 6.5.3 Spektrografy s difrakční mřížkou Na jiném fyzikálním principu jsou založeny mřížkové spektrografy. Difrakční mřížka je série stejných vrypů, které propouštějí nebo odrážejí záření. Mezera mezi nimi je srovnatelná s vlnovou délkou světla. Mřížka může být rovinná nebo konkávní. Z Fraunhoferovy teorie difrakce plyne rozdělení intenzity záření dopadajícího na stínítko I(θ) = I0f1f2 , kde I je intenzita záření ve směru θ (vzhledem k normále), I0 pak intenzita na mřížce, f1 difrakční funkce jednoho otvoru a f2 popisuje příspěvek N identických otvorů. Difrakční funkce mají tvar: f1 = sin2 (πα) (πα)2 , α = a sin θ λ (6.6) f2 = sin2 (Nπδ) sin2 (πδ) , δ = d sin θ λ (6.7) kde a je šířka vrypu (předpokládáme pravoúhlého) a d je vzdálenost mezi nimi, dále předpokládáme kolmý dopad. Technicky náročnější, ale velmi účinným řešením jsou tzv. „echelle“ mřížky, které dosahují velkého rozlišení tím, že zobrazují řády 50 – 100 a rozlišení je pak až 105 ! Za výhody mřížkových spektrografů je možné považovat shodnou dispersi pro všechny vlnové délky v daném řádu, možnost dosažení vysokého rozlišení volbou n, jejich variabilita (rovinné, zakřivené) a použitelnost pro UV obor. Mezi nevýhody pak patří omezená velikost, překrývání řádů (řešitelné) a nízká účinnost (řešitelné). 52 KAPITOLA 6. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ SPEKTROSKOPIE Obrázek 6.7: Schéma mřížkového spektrografu, zdroj zde Přílohy Prostředí a programy IRAF IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) je jednak balík programů umožňující zpracování výsledků astronomických pozorování, ale také zároveň prostředí pro jejich úpravu nebo k tvorbě nových programů přesně podle potřeb uživatele. IRAF byl vyvinut v National Optical Astronomy Observatories (NOAO) a jeho distribuce pro různé typy operačních systémů (UNIX, Linux atp.) jsou volně k dispozici ke stažení z oficiálních stránek projektu: http://iraf.net/ nebo http://iraf.noao.edu/iraf/web/ . Na těchto stránkách je také dostupná veškerá literatura, základní manuály, manuály k jednotlivým aplikacím a také tzv. on-line help. Po instalaci je možné IRAF spustit v režimu příkazového řádku zadáním příkazu cl a dále pak pracovat v řádkovém režimu. Jinou možností je spuštění některé grafické nádstavby, kterých bylo vytvořeno hned několik. Programy IRAF vhodné ke zpracování spekter V řádkovém režimu slouží ke zpracování jednorozměrných spekter balík onedspec, který je umístěn ve skupině programů noao a je dostupný příkazem noao.onedspec. Balík obsahuje tyto programy: • aidpars - parametry a algoritmus automatické identifikace spektrálních čar • autoidentify - provádí automatickou identifikaci spektrálních čar • bplot - zobrazení souboru spekter • calibrate - provede úpravu spektra o extinkci a kalibraci toku záření • continuum - proloží spektrem kontinuum • deredden - oprava na mezihvězdnou extinkci • dispcor - oprava disperze a přepočtení spektra s novou hodnotou • disptrans - převod jednotek disperze a použití atmosférické korekce • dopcor - oprava o Dopplerův posuv • fitprofs - proložení Gaussovými profily • identify - identifikace útvarů ve spektru pro výpočet disperze 53 54 KAPITOLA 6. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ SPEKTROSKOPIE • lcalib - seznam kalibračních souborů • mkspec - výpočet umělého spektra (zastaralá procedura) • names - vytvoření seznamu názvů obrázků z řetězce • ndprep - vytvoření kalibračního filtru s neutrální hustotou • refspectra - označení určité vlnové délky ve spektru jako odkaz • reidentify - automatická identifikace čar ve spektru • rspectext - převede spektrum z ASCII na formát používaný v prostředí IRAF (*.imh) • sapertures - nastaví nebo změní informaci v hlavičce • sarith - aritmetické vlastnosti spektra • sbands - pásmová spektrofotometrie • scombine - skládání spekter různých vlnových rozsahů • scoords - nastaví spektrální souřadnice jako matici pixelů ( jen pro 1D spektra) • scopy - výběr a kopírování spekter nebo jejich částí • sensfunc - zadání funkce citlivosti • setairmass - počítá efektivní vzdušnou hmotu a střed expozice v UT • setjd - výpočet a zápis JD do obrázků spekter • sfit - fitování spekter • sflip - kopírovaní dat nebo souřadnic do jiného souboru • sinterp - interpoluje data zadaná tabulkou dvojic x,y tak, aby vznikl spektrální soubor • skytweak - odečtení spektra oblohy od 1D spektra • slist - vypíše parametry z hlavičky spektra • specplot - vykreslí více spekter najednou • specshift - posune souřadnicový systém spektra • splot - předběžné zobrazení spektra a jeho analýza • standard - identifikace standardních hvězd k použití při výpočtu citlivosti • telluric - vymazání tellurických čar z 1D spektra • wspectext - převádí 1D obrázek spektra do formátu ASCII spektra 6.5. PRAKTICKÁ SPEKTROSKOPIE 55 Dalším užitečným souborem programů v balíku noao, který se používá k měření radiálních rychlostí je noao.rv, který obsahuje tyto procedury: • continpars - editování parametrů kontinua pro odečtení od spektra • filtpars - editace parametrů filtrů • fxcor - měření RV metodou Fourierovy kros-korelační metody • keywpars - vypíše údaje potřebné pro procedury RV baliku z hlavičky souboru • rvcorrect - spočítá potřebné korekce RV • rvidlines - měření RV z poloh jednotlivých spektrálních čar • rvreidlines - identifikace spektrálních čar a měření RV Každý program vyžaduje při spuštění zadání několika povinných, případně i nepovinných parametrů. Je možné je zadat řádkovým příkazem nebo nastavit trvale příkazem epar, který spustí nainstalovaný textový editor (standardně to je v IRAFu editor vi), jež zobrazí aktuální hodnoty parametrů a umožní jejich změnu. Pokud nevíme, jaké parametry program ke svému spuštění požaduje, spustíme si velmi dobře propracovaný "help"příkazem help jmenoprocedury, kde kromě popisu syntaxe nalezneme i řadu praktických příkladů použití příkazu. Některé programy tohoto balíku vyžadují ke svému spuštění grafické prostředí, například procedura splot (na to je nutné pamatovat a spouštět IRAF např. v shellu "xgterm"). Právě procedura splot byla použita k měření ekvivalentních šířek uvedených v této práci. Grafická nádstavba spectool Velice příjemnou nádstavbou ke zpracování spekter je program spectool, který lze spustit posloupností příkazů guiapps, spt a spectool. Spectool je interaktivní prostředí umožňující uživateli ovládání kurzorovými klávesami, myší, přes menu a grafickými tlačítky. Umožňuje volbu libovolného grafického formátu, výběr libovolného detailu, označení spekter i spektrálních čar nápisy a vykreslení několika spekter zároveň do jednoho okna přes sebe nebo nad sebe. Dále je možné programem editovat hodnoty libovolných pixelů, provádět s nimi aritmetické operace nebo různé operace fitování nebo vyhlazování. Analytické funkce programu umožňují měření jednotlivých spektrálních čar, stanovení ekvivalentní šířky, rádiální rychlosti, tvaru profilu čáry atd. Zvolená spektra se z pracovního adresáře nejprve načtou do registrů a pak je možné s nimi pracovat. Nejvíce se osvědčilo ovládání přes menu. V případě potíží je možné použít celkovou nápovědu nebo nápovědu u jednotlivých "rolet"ovládácího menu. Samotné menu je umístěno na horní "liště"okna, ve kterém jsme spustili spectool a je členěno na položky File, View, Edit, Analyze a segment označený ? se zmíněnou hypertextovou nápovědou. Stučný přehled jednolivých příkazů a funkcí tak, jak jsou rozčleněny v ovládacím menu: File About file menu - nápověda pro tuto ovládací roletu Read - panel k načtení souborů do pracovních registrů Write - panel k zápisu spekter do nových souborů Print - panel k tisku spekter 56 KAPITOLA 6. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ SPEKTROSKOPIE Log - panel ke zobrazení výsledků ze souboru log a nastavení souboru log k zápisu vý- sledků Quit - ukončení práce s programem Spectool View About View Menu - nápověda pro tuto ovládací roletu Control Panel - panel k volbě vlastností zobrazovacího režimu Registers - panel k volbě požadovaného registru Graph Spectra - panel parametrů vykreslení grafu spektra Graph Labels - panel parametrů popisů grafu spektra Graph Axes - panel parametrů souřadných os Graph Ticks - panel nastavení značek v grafu Spectrum labels - panel popisů spektra v daném grafu Line labels - panel nastavení popisů jednotlivých spektrálních čar Overplot/Stack - panel ke zobrazení více spekter do jednoho grafu (přes sebe nebo nad sebe) Dispersion Units - vnořené menu k výběru jednotek disperze Flux Units - vnořené menu k výběru jednotek toku Edit About Edit Menu - nápověda pro tuto roletu Interpolate spectrum (klávesa x) - nápověda editace spektra interpolací Draw spectrum (klávesa y) - nápověda editace spektra kurzorem Draw continuum (klávesa c) - nápověda editace kontinua kurzorem Zap bad pixels (klávesa z) - nápověda k odstranění špatných pixelů Sigma clipping - nahrazení určitého intervalu hodnot pixelů kolem kontinua právě hodnotami pro kontinuum Spectrum arithmetic - panel aritmetických operací se spektry Filter/smooth spectrum - menu vlastností filtrace a vyhlazení spektra Edt/apply continuum - menu vlastností kontinua Deredden spectrum - panel odčervenání spektra Edit dispersion - menu nastavení vlastností disperze Save spectrum - uložení spektra Restore saved spectrum - obnoví stav odpovídající poslednímu uloženému spektru nebo zcela původní stav Undo last change - smaže poslední změnu, kterou jsme upravovali spektrum Analyze About Analyze Menu - nápověda pro tuto roletu Line List - panel k editaci seznamu spektrálních čar Reference Lines - panel referenčních spektrálních čar 6.5. PRAKTICKÁ SPEKTROSKOPIE 57 Line centering - panel k nastavení parametrů centrování profilů čar Equivalent Widths - panel k nastavení parametrů, výpočtu a zobrazení měření ekvivalentní šířky, měří se i tok v čáře a průměrná hodnota kontinua Profile Fitting - panel k nastavení parametrů, výpočtu, zobrazení výsledku a grafické podoby výsledného proložení profilu čáry, tato procedura umožňuje i měření blendovaných čar Radial Velocities - panel k měření RV Heliocentric Velocity Calculation - výpočet heliocentrické korekce RV Spectrum Statistics - panel ke stanovení statistických údajů měřeného spektra Error Computations - panel pro nastavení parametrů výpočtů chyb grafické tlačítko ? hypetextová nápověda Na závěr této kratičké zmínky o procedurách IRAFu, které slouží ke zpracování spekter, jen poznámka, že své výhody má jak grafické prostředí, tak "řádková"verze IRAFu. Při zpracování velkého množství spekter je výhodnější práce v řádkovém režimu včetně využití možností vytvoření "maker"nebo změny parametrů nastavení jednotlivých procedur. Ale například pro konečnou úpravu částí spekter k publikaci (sestavení atlasu emisních čar Hα) je výhodnější pracovat v grafickém prostředí spectool. 58 KAPITOLA 6. ZÁKLADY ASTRONOMICKÉ SPEKTROSKOPIE Literatura [1] R. Berry, J. Burnell, The Handbook of Astronomical Image Processing. Willmann-Bell, Inc., ISBN 0943396670, 2000. [2] D. S. Birney, Observational Astronomy. Cambridge University Press, ISBN 0521381991, 1991. [3] H. Bradt, Astronomy Methods: A Physical Approach to Astronomical Observations. Cambridge University Press, ISBN 0521535514, 2004. [4] J. Janík, Z. Mikulášek, Obecná astronomie. MU Brno, http://astro.physics.muni.cz/ download/documents/skripta/F3170.pdf, 2013. [5] C. R. Kitchin, Astrophysical Techniques. Institute of Physics Publishing London, ISBN 0750309466, 2003. [6] P. Lena, F. Lebrun, F. Mignard, S. Lyle, Observational Astrophysics. Springer, ISBN 3540634827, 1998. [7] M.G. Minnaert, Praktická astronómia. Obzor, ISBN neuvedeno, 1979. [8] Z. Mikulášek, Proměnné hvězdy. MU Brno, http://astro.physics.muni.cz/download/ documents/skripta/F5540.pdf, 2002. [9] P. Moore (Ed.), The Observational Amateur Astronomer. Springer, ISBN 3540198997, 1995. [10] P. Moore (Ed.), The Modern Amateur Astronomer. Springer, ISBN 3540199004, 1995. [11] A. J. Norton, Observing the Universe. Cambridge University Press, ISBN 0521603935, 2004. [12] W. Romanishin, An Introduction to Astronomical Photometry Using CCDs. na adrese http://www.physics.csbsju.edu/370/photometry/manuals/OU.edu_CCD_photometry_ wrccd06.pdf, 2006. [13] Z. Řehoř, Základy optiky. portál ČAS, http://posec.astro.cz/index.php/clanky/ teorie, 2013. [14] R. C. Smith, Observational Astrophysics. Cambridge University Press, ISBN 0521278341, 1995. [15] Chr. Sterken, J. Manfroid, Astronomical Photometry: A Guide. Kluwer Academic Publishers, ISBN 0792316533, 1992. 59 60 LITERATURA [16] G. Walker, Astronomical Observations. Cambridge University Press, ISBN 0521339073, 1987. [17] M. Wolf a kol., Astronomická příručka. Academia, ISBN 802000467X, 1992. [18] M. Zejda, Základy astronomie 1. MU Brno, http://astro.physics.muni.cz/download/ documents/skripta/F1251.pdf, 2013.