ATLAS KLAFYFIKACJI SPEKTRALNEJATLAS KLAFYFIKACJI SPEKTRALNEJ, książki, - PORADNIKI nowe !!!
[ Pobierz całość w formacie PDF ]
J. K. Wojciechowicz ATLAS KLAFYFIKACJI SPEKTRALNEJ Jakub Krzysztof Wojciechowicz tłumaczenie “A Digital Spectral Classification Atlas” R. O. Gray 1 J. K. Wojciechowicz 1.Wstęp System klasyfikacji widmowej MK został stworzony w 1943 roku przez P.C. Keenan, wraz z publikacją pierwszego fotograficznego atlasu klasyfikacji widmowej „An Atlas of Stellar Spectra” (Morgan, Keenan & Kellman 1943). Od tego czasu, system MK był obszernie polepszany przez Morgan’a, Kennan’a oraz innych. W późnych latach 70-tych, dwa ważne atlasy widm, podsumowujące postęp systemu MK do tego czasu, zostały opublikowane. Były to następujące publikacje: „Revised MK Spectral Atlas for Stars Earlier than the Sun” autorstwa Morgan’a, Abt’a i Tapscotta’a (1978) oraz “An Atlas of Spectra of the Cooler Stars: Types G,K,M,S and C” autorstwa Keenan’a oraz McNeil’a (1976), które są inspiracją dla tego nowego elektronicznego atlasu klasyfikacji widmowej. W rzeczy samej, niektóre ze stron tego atlasu są „elektroniczną” wersją stron znajdujących się w powyższych publikacjach. System klasyfikacji spektralnej MK jest naturalnym, empirycznym systemem klasyfikacji widm, który używa podczas procesu klasyfikowania tylko bezpośrednio obserwowalne cechy w widmie. System MK jest zdefiniowany przez zestaw standardowych gwiazd, przez co klasyfikacja polega na porównywaniu badanych gwiazd z gwiazdami standardowymi, poprzez branie pod uwagę wszystkich cech widma. Używanie standardu jest niezbędne ponieważ zachowuje się dzięki temu autonomię systemu jak i zapewnia się, iż różni obserwatorzy sklasyfikują te same gwiazdy w ten sam sposób. Gdy po raz pierwszy system MK został zdefiniowany, był oparty on na widmach fotograficznych w kolorze B-V. Było to zrobione poprzez swego rodzaju konieczność, gdyż emulsja fotograficzna w latach 40-tych XX wieku była czuła tylko na kolor B-V. Jednakże był to niezmiernie szczęśliwy wybór, gdyż cześć widma B-V (istotnie pochodząca od linii K Ca II do H b ) zawiera dużą gęstość ważnych astrofizycznych linii atomowych i pasmo molekuł, które pozwalają na dokładną klasyfikację gwiazd w dwuwymiarowej skali 2 J. K. Wojciechowicz temperatury oraz jasności. Systemy klasyfikacyjne mogą być i są tworzone w czerwieni, IR (podczerwieni) oraz ultrafiolecie. Powinny one pozostawać niezależne od tradycyjnego systemu MK. Jako różne części widma mogą być wzorcem różnych poziomów w atmosferze badanej gwizdy. Obecny atlas widmowy powinien brać pod uwagę obecną pracę, która najprawdopodobniej zostanie ukończona w przeciągu kilku następnych latach. Widma w tym atlasie zostały uzyskane za pomocą spektrografu Gray/Miller umieszczonego na teleskopie o średnicy 0.8m mieszczącego się w Dark Sky Observatory i przy użyciu kamery CCD. Dwie rozdzielczości widmowe zostały użyte w tym atlasie. Większość z umieszczonych w tym atlasie ilustracji jest widmami otrzymanymi dzięki siatce 1200 rys/mm, co daje rozdzielczość widmową 1.8 Å na 2 piksele oraz zakresie 3800 Å – 4600 Å, jednakże niektóre z tych ilustracji, zwłaszcza te dotyczące późniejszych typów gwiazdowych (K, M, C i S) są widmami otrzymanymi za pomocą siatki 600 rys/mm. Posiadają one rozdzielczość 3.6 Å na 2 piksele i zakres widma 3800 Å – 5600 Å. Wyższe rozdzielczości widma są prezentowane w natężeniu w zestawieniu z formatem długości fali, w którym kontinuum widma zostało znormalizowane do jedności. Rozdzielczość widma 3.6 Å dla większej części jest obecna w zestawieniu strumienia i formatu długości fali. Ten format dostarcza dodatkowych informacji na temat dystrybucji energii w gwieździe i jest preferowany w odniesieniu do chłodniejszych gwiazd, jako że te gwiazdy merytorycznie nie posiadają kontinuum w swoich widmach. Dla wygody ilustracji, strumień został znormalizowany do jedności w jednym zgodnym punkcie w widmie. 3 J. K. Wojciechowicz 2. Ciąg główny O4 – O9 Gwiazdy typu O stanowią najgorętsze gwiazdy normalne, i są scharakteryzowane poprzez miernie słabe linie wodoru, linie neutralnego helu (He I)oraz poprzez linie pojedynczo zjonizowanego helu (He II). Typ widmowy może być oceniony łatwo poprzez stosunek liczebność (moc) linii He I, do He II; He I dąży do wzrostu w siłę wraz ze spadkiem temperatury gdy He II zmniejsza się w sile. Stosunek He I 4471 Å do He II 4542 Å udowadnia niezaprzeczalnie tą tendencję. Obserwowane w wielu gwiazdach są przedstawione dwie cechy międzygwiazdowe spowodowane przez międzygwiazdowy gaz. Linia K Ca II (oznaczenie „K (I.S.)”) jest międzygwiazdową cechą, tak jak rozproszone międzygwiazdowe pasmo (oznaczenie „I.S band”) na długości fali około 4430 Å. To widmo oraz widma na następnych stronach (o ile nie zaznaczono inaczej) zostały otrzymane za pomocą spektrografu Gray/Miller zainstalowanego na teleskopie o średnicy 0.8m znajdującego się w Dark Sky Obserwatory używając siatki 1200rys/mm, co daje nam rozdzielczość 1.8 Å. 4 J. K. Wojciechowicz 3. Gwiazdy Wolfa–Rayeta Gwiazdy Wolfa–Rayeta są świecącymi, gorącymi gwiazdami, w których widmach przeważają szerokie, silne linie emisji związanej z masywną około gwiazdową powłoką rozszerzającą się na zewnątrz z prędkościami rzędu 1000 – 2500 km/s. Gwiazdy Wolfa-Rayeta znajdują się pośród najbardziej jasnych gwiazd w galaktyce. Gwiazdy Wolfa-Rayeta mogą być pogrupowane istotnie w dwa rodzaje, grupę azotową i grupę węglową. Grupa azotowa (gwiazdy typu WN) wykazują dużą ilość linii emisyjnych zjonizowanego azotu, podczas gdy grupa węglowa (gwiazdy typu WC) posiadają widma zdominowane poprzez linie emisyjne zjonizowanego węgla. HD 192163 jest przykładem gwiazdy typu WN. Zauważalne silne linie emisyjne związane z N III, N IV oraz N V. Podtyp widmowy (6, w przypadku HD 192163) odbija silną linię współczynnika pomiędzy różnicą stanów zjonizowanego azotu. Widmo ukazuje także linie emisji związane z He II. Gdy linie wodoru zbiegają się do siebie w długości fali co drugą linię He II, może sprawiać trudność stwierdzenie czy wodór przyczynił się do powstania tych linii emisji. Zauważmy, że linia He I 3888 Å składa się z niebieskiego przesunięcia elementu absorpcji i szerokiego elementu emisji wypośrodkowanej na 3888 Å. To jest klasyczny profil linii typu „P-Cygni” uformowanej w masywnym wietrze gwiazdowym pochodzącym z tego obiektu. HD 193793 jest przykładem gwiazdy typu WC. W tym zakresie widmowym, widma tych gwiazd są zdominowane przez pojedynczą szeroką, połączoną linię C III i C IV, jednakże inne bardziej słabe linie emisyjne też mogą być dostrzeżone. System klasyfikacyjny dla gwiazd typy WN został ostatnio zweryfikowany przez Smitha et al. 1996 (MNRAS 281, 163), który zaprezentował trójwymiarowy system. Podklasa WN jest oparta na stosunku He 5 [ Pobierz całość w formacie PDF ] |
Podobne
|