Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Aby poznać budowę atmosfer gwiazdowych bardzo pożądana jest znajomość rozkładu natężeń w widmie gwiazdy. Ten rodzaj badań zaliczmy do spektrofotometrii gwiazdowej obejmującej rozkład natężeń zarówno w widmie ciągłym, jak i w liniach spektralnych, absorpcyjnych i emisyjnych. Obserwacje spektrofotometryczne gwiazd wykonywane są dotychczas głównie metodami fotograficznymi, choć czynione są również obserwacje spektrofotometryczne przy zastosowaniu metod fotoelektrycznych.

       W badaniach spektrofotometrycznych należy dobrze znać rozkład czułości spektralnej emulsji fotograficznej zależnie od długości fali światła oraz umieć przeprowadzać kalibrację fotometryczną, pozwalającą na przeliczanie mierzonych stosunków zaczernień na negatywach spektrogramów na stosunki natężeń światła w różnych długościach fali. Przy tym metody kalibracyjne są różne zależnie od tego, czy obserwacje spektralne są wykonywane za pomocą spektrografu szczelinowego czy też bezszczelinowego. Kalibrację widma szczelinowego możemy np. uzyskać stosując przed szczeliną spektrografu filtr schodkowy, złożony z płytek szklanych lub kwarcowych, na których została rozpylona platyna o stopniowanym zagęszczeniu wzdłuż filtru. Stosowane też bywają przesłony przed obiektywem, najdokładniej zaś kalibrację tę możemy przeprowadzać umieszczając przed pryzmatem obiektywowym grubą siatkę dyfrakcyjną analogiczną do siatek dyfrakcyjnych stosowanych w fotometrii fotograficznej. Jeżeli kierunek ugięcia przez siatkę jest prostopadły do kierunku dyspersji pryzmatu, to z obu stron centralnego widma wystąpi widmo ugięte, przy czym dla każdej długości fali różnica w zaczernieniu odpowiadać będzie różnicy w wielkościach gwiazdowych równej 0^m,98.

       Istotne znaczenie dla poznania warunków panujących w atmosferze gwiazdowej i procesów w niej zachodzących ma fotometria linii spektralnych polegająca na pomiarach rozkładu natężenia w liniach. Linie spektralne bowiem mają dość znaczne szerokości i wykazują najmniejsze natężenie dla pewnej określonej długości fali λ₀. Natężenie to maleje wraz ze wzrostem wartości bezwzględnej, |λ - λ₀|, krzywa zaś przedstawiająca rozkład natężenia w widmie gwiazdy nosi nazwę konturu linii. Kontury linii odczytujemy zazwyczaj z mikrofotogramów widm gwiazdowych. Mikrofotogramy te uzyskujemy za pomocą mikrofotometru rejestrującego. W przyrządach tych w wąskim przedziale widma skupiamy światło lampki, które przesuwamy wzdłuż widma. Światło to po przejściu przez klisze pada na komórkę fotoelektryczną lub termoelement i powoduje powstanie prądu elektrycznego, który może być mierzony za pomocą galwanometru. Natężenie tego prądu rejestrowane jest na papierze fotograficznym, przesuwanym jednostajnie, daje mikrofotogram widma. Rozkład natężenia wewnątrz konturów linii spektralnych rozpatrujemy zwykle w odniesieniu do natężenia widma ciągłego w bezpośrednim sąsiedztwie badanej linii. Z badań tego rodzaju można wyciągnąć wnioski co do temperatury gwiazd, względnego składu chemicznego, stanu fizycznego atmosfer gwiazdowych i wielu innych parametrów fizycznych gwiazdy.

       Dla niektórych zagadnień, jak np. do celów klasyfikacji widma, wystarczą oceny względnych natężeń poszczególnych linii przeprowadzane za pomocą lupy.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: