Вопрос по спектрометрии

[Змей Петров]

При обнаружении экзопланет измеряют лучевые скорости звезд с точностью до единиц метров в секунду.
Как это удается? Eсли скорости хаотического движения атомов составляют километры в секунду? Ведь спектральные линии должны расплываться и ширина их в тысячи раз больше измеряемого смещения.
Далее. Все звезды вращаются, линейные скорости экватора составляют сотни км/с. Из за этого линии должны расплываться еще сильнее, поскольку в спектрограф попадает свет со всей поверхности звезды, разные части которой движутся с разными скоростями.

[Monstr]

Все дело в том, что все перечисленные эффекты лишь расширяют спектральную линию, а лучевая скорость сдвигает ее. Это легко разделить.
Хаотическое движение - это тепловое движение атомов, и в силу случайности образует симметричный профиль линии типа гауссианы. Есть еще ряд эффектов в звездной атмосфере, расширяющих профиль линии (штарковское уширение, уширение Ван-дер Ваальса из-за молекул). Все они дают симметричный профиль вида гауссианы и лоренца, что вместе называют профилем Фойгта. Это все свойства атома.
Далее можно говорить о крупномасштабных эффектов - макротурбулентное движение, грануляция, которую называют еще радиально-тангенцальным движением вещества (радиальное в центре диска и тангенцальное на краю). Это тоже дает симметричный профиль, но более треугольной формы.
Вращение звезды редко составляет сотни км/с. Большинство звезд имеют скорость вращения единицы км/с. Профиль вращения колоколообразный, тоже симметричный.
А при наблюдениях мы ограничены спектральным разрешением - инструментальным профилем, который чаще всего очень близок к симметричному. В скоростных единицах его ширина несколько км/с.
В итоге получаем симметричную звездную линию. Для быстро вращающихся звезд ширина линии определяется вращением, для медленно вращающихся - инструментальным профилем. Для сильных линий - эффектами уширения. И следует понимать, что экзопланеты в основном наблюдают у холодных карликов, у которых узкие линии.  У такого симметричного профиля легко измерить положение центра с хорошей точностью. А еще точнее можно измерить сдвиг спектра. В математике есть такая кросс-корреляционная функция, максимум которой и дает сдвиг. Измеряя сдвиги по многим линиям, можно увеличить точность измерения. При наблюдениях большую роль играет также калибровка по длинам волн, и в случае измерений с высокой точностью применяют йодистую ячейку, которая дает спектр сравнения со множеством линий.

Надеюсь я объяснил ясно.
Для примера. При единичных спектральных наблюдениях без использования дополнительной техники точность измерений лучевой скорости составляет сотни м/c. Но при спектральном мониторинге можно выжать и получше точность. Однако все зависит от качества наблюдений.

[a_babich]

Надеюсь я объяснил ясно.

1)я так понимаю способ этот уступает постепенно место другим (более эффективным)
2)этот способ максимально эффективен при использовании орбитальных телескопов? если да - почему?

[Aluminium]

1)я так понимаю способ этот уступает постепенно место другим (более эффективным)
2)этот способ максимально эффективен при использовании орбитальных телескопов? если да - почему?

1) Я думаю, этот способ ещё долго будет применяться. Поиск транзитным методом эффективен в плане количества открытий, но отыскивает лишь малую часть всех экзопланет. Например, транзиты Земли будут видны на примерно 180 кв. градусах небесной сферы, то есть на 1/200 всех звёздных систем. Таким образом, лишь 1/200 землеподобных планет теоретически могут быть замечены нами по транзитам.
2) Да не особо. Атмосфера добавляет в спектр новые линии поглощения, но их вполне можно игнорировать.

[polar]

Надеюсь я объяснил ясно.

1)я так понимаю способ этот уступает постепенно место другим (более эффективным)
2)этот способ максимально эффективен при использовании орбитальных телескопов? если да - почему?

Пока этот способ НЕ использовали с применением орбитальных телескопов, насколько я помню.
По эффективности определения МАССЫ у этого способа нет особых конкурентов для планет близких к звезде.

[Змей Петров]

Да, со скоростями вращения я преувеличил на пару порядков.
Ещё вопрос. Если мы имеем спектр излучения абсолютно черного тела, а потом начинаем от него удаляться, новый спектр с красным смещением будет соответствовать спектру АЧТ с более низкой температурой? Или это будет уже не спектр АЧТ?
И ещё - чем слабее объект, тем меньше точность, так? И для каких самых слабых объектов можно вообще получить спектр?

[Змей Петров]

2) Да не особо. Атмосфера добавляет в спектр новые линии поглощения, но их вполне можно игнорировать.

А м.б. атмосферные линии поглощения играют положительную роль, являясь как бы неподвижными маркерами, относительно которых проще определять малые смещения искомых линий?

[polar]

2) Да не особо. Атмосфера добавляет в спектр новые линии поглощения, но их вполне можно игнорировать.

А м.б. атмосферные линии поглощения играют положительную роль, являясь как бы неподвижными маркерами, относительно которых проще определять малые смещения искомых линий?

Нет. И сложность была как раз в создании лабораторных стандартов.

[Змей Петров]

Нет. И сложность была как раз в создании лабораторных стандартов.

Эта сложность вроде понятна. Кстати, как они устроены?
А почему атмосфера не годится в кач. стандартных маркеров? Она в целом неподвижна отн. наблюдателя, температура и турбулентность гораздо ниже, чем в звездных атмосферах.

[Monstr]

Ещё вопрос. Если мы имеем спектр излучения абсолютно черного тела, а потом начинаем от него удаляться, новый спектр с красным смещением будет соответствовать спектру АЧТ с более низкой температурой? Или это будет уже не спектр АЧТ?

Если говорить об эффекте Доплера, которым и вызывается красное смещение, то его влияние действительно превратит спектр АЧТ в более холодный или горячий, но только имея в виду относительное распределение энергии по длинам волн. Так как Доплер дает сдвиг, а изменение температуры сильно меняет еще и интенсивность. Например, отношение интенсивностей спектров АЧТ с T=10000K и T=9000K почти два раза. Но чтобы сдвинуть спектр всего на эту тысячу кельвинов, потребуется скорость около 33000 км/с, примерно 1/10 скорости света!
 

И ещё - чем слабее объект, тем меньше точность, так? И для каких самых слабых объектов можно вообще получить спектр?

Да. Точнее чем слабее объект, тем меньше получаемый полезный сигнал и меньше отношение сигнала к шуму. То есть качество спектра падает и точность тоже. У спектрографа, как правило, есть щель, и меняя ее ширину можно уменьшать или увеличивать количество регистрируемого света. Однако при увеличении ширины уменьшается спектральное разрешение (R=λ/Δλ) и точность определения длин волн. И наоборот, при уменьшении щели (разумном конечно) растет точность, но падает количество света и слабые объекты уже недоступны. Конечно предельная звездная величина, зависит еще от диаметра зеркала телескопа. На маленьких телескопах не получить высокого разрешения и точности, точнее получить можно, но наблюдать придется только самые яркие звезды.

Для звездной спектроскопии, в которой главной целью является исследование линий, существует негласная градация (примерно):
R<10000 - низкое разрешение (нужен телескоп D>0.5м)
R от 10000 до 40000 - среднее разрешение (D>1м)
R от 40000 до 100000 - высокое разрешение (D>2м)
R порядка 500000 и более - сверхвысокое разрешение (D>10м).

Для типичных телескопов D=2-6м (включая БТА) характерно R=40000-60000. Предельная звездная величина для обычных задач звездной спектроскопии - около 9m. Для поиска экзопланет этот предел повышается, наверное, около 7-8m. Для современных телескопов ESO (8-10м) R=80000-150000, доступны звезды значительно слабее. Но для слабых звезд нужно побольше времени экспозиции, а на крупных телескопах время - золото. Поэтому особую роль играет качество спектрографа. Так, например, пожалуй самый известный спектрограф для поиска экзопланет - HARPS - установлен всего лишь на 3.6-м телескопе в Чили. Он имеет R=115000, за 1 минуту получает качественный спектр звезды 6m. Соответственно, за час 10m выжмет. Имеет точность измерения лучевой скорости около 1 м/с. 

[Monstr]

И для каких самых слабых объектов можно вообще получить спектр?

Если отвлечься от экзопланет, то все зависит от поставленной задачи (требуемого спектрального разрешения). Для нужд звездной спектроскопии в ESO легко наблюдают звезды 14m, а то и слабее. А для спектральной классификации ниже 20m могут. Например, спектральные наблюдения сверхновых звезд не требуют высокого разрешения, так как линии сильно расширены. Поэтому могут достать весьма слабые объекты.     

[Monstr]

Эта сложность вроде понятна. Кстати, как они устроены?

Для обычных спектральных наблюдений используют лампы с полым катодом, заполненные инертным газом (ThAr, FeAr, ...). Спектр лампы дает множество узких линий. Для более точной привязки используют йодистую ячейку (дает еще больше линий) или лазерную гребенку. В интернете можно найти их устройство, если интересует.
 

А почему атмосфера не годится в кач. стандартных маркеров? Она в целом неподвижна отн. наблюдателя, температура и турбулентность гораздо ниже, чем в звездных атмосферах.

Земные атмосферные линий толстые, их почти нет в синей части спектра, да и в красной они как островки. Высоко в горах некоторые линии сильно ослаблены. А основное требование качественной калибровки - относительно большое и равномерное распределение по спектру узких линий. Поэтому и применяют лабораторные источники.

[polar]

Для экзопланет, как я понимаю, важно еще, чтобы йодистая ячейка долго, как бы это сказать, оставалась когерентной.
Т.е. проблема была. если я верно понимаю, не просто в том, чтобы измерить раз спектр с какой-то точностью, а чтобы график можно было тянуть несколько лет.

[Змей Петров]

Спасибо за подробные объяснения. Еще пару уточнений.

Т.е. если объект излучает как АЧТ без линий, то определить его лучевую скорость по доплеровскому смещению невозможно?

Значит в качестве эталонных используют линии излучения?

[moisav]

А почему атмосфера не годится в кач. стандартных маркеров? Она в целом неподвижна отн. наблюдателя, температура и турбулентность гораздо ниже, чем в звездных атмосферах.

В дополнение к ответу Монстра ниже. Линии неба вполне себе используют для проверки шкалы длин волн при наблюдениях слабых объектов с низким разрешением (галактики). Но для звездной спектроскопии точности не хватает по следующим причинам:
- очень неравномерные реперы, короче 6000 А - всего несколько ярких линий, да и в красном диапазоне они распределены очень прихотливо (полосы излучения молекул ОН и т.п.). Т.е. на многих длинах волн просто не будет привязки
- линии неба - переменные (иногда на шкале меньше часа), их яркость меняется и просто с высотой объекта над горизонтом.
- это эмиссионные линии, причем, как правило, слабее наблюдаемых звезд. Т.е. точность измерения положения реперов будет ниже, чем линий  в самой звезде!

Йодная же ячейка создает равномерный "частокол" линий, впечатываемый в наблюдаемый спектр. Это линии поглощения, они видны дополнительно к линиям самой звезды, но более контрастные и тонкие. 
 

[Monstr]

Значит в качестве эталонных используют линии излучения?

Необязательно. Лишь бы линии были частными и тонкими. Лампы дают эмиссионные линии,  йодистая (или йодная) ячейка - абсорбционные.
А в объекте тоже не важно какие линии использовать. Какие лучше, такие и используют, тут уж выбирать не приходится.

Т.е. если объект излучает как АЧТ без линий, то определить его лучевую скорость по доплеровскому смещению невозможно?

Ну АЧТ в общем-то не существует. Звезда - один из самых близких примеров АЧТ, однако АЧТ описывает лишь непрерывный спектр, а помимо этого есть еще и линии поглощения/излучения, которые и используют для оценки лучевых скоростей.

[Змей Петров]

Цитата: Змей Петров от Сегодня в 09:55:17Значит в качестве эталонных используют линии излучения?

Необязательно. Лишь бы линии были частными и тонкими.

Но если лампа, то она излучает. Разве может давать лампа линии поглощения?

[Змей Петров]

Ну АЧТ в общем-то не существует. Звезда - один из самых близких примеров АЧТ

Да, это понятно. Вопрос чисто теоретический - для лучшего понимания.

[Gleb1964]

основная проблема при измерении методом лучевых скоростей (кроме зашумленности спектров звезд) это еще и собственный дрейф длин волн спектрометров и эталонов, на которых спектрометры калибруют. Любые волновые стандарты (ксенон, аргон, ртутные лампы, редкоземельные элементы, йодистые ячкейки)- имеют дрейф от температуры, давления, и пр. факторов. Линии в спектре расположены не всегда удобно - то пусто, то густо, интенсивность линий непостоянная, линии могут накладываться друг на друга (например, от разный ионизационных уровней) и прочие проблемы.
В недавнее время появился новый метод для волновой калибровки спектрометров - при модуляции лазера с фемтосекундной скважностью возникают гармоники (в соответствии с Фурье), т.е. линии в спектре, которые можно распределить на широкий диапазон от ультрафиолета, через видимый диапазон и до далекого инфракрасного диапазона. Поскольку частота модуляции лазера может выбираться и удерживать с очень высокой точность, то получается очень удобный волновой стандарт, где линии примерно одинаковой интенсивности распределены равномерно во всем спектре, и положение этих линий известно и воспроизводимо с большой точностью.
эта технология, к примеру, используется на инструменте Европейской Южной Обсерватории HARPS, специально заточенном для поиска экзопланет. Насколько я помню, там говорят о точностях измерения скоростей звезд в лучше чем 1м/с на протяжении годов и десятилетий.
вот как выглядит пример спектра - где параллельно к спектру звезды впечатан спектр модуляции лазера:

[Monstr]

В недавнее время появился новый метод для волновой калибровки спектрометров - при модуляции лазера с фемтосекундной скважностью возникают гармоники

Я уже говорил тут про лазерную гребенку. А вот иллюстрация прекрасная.
Большой плюс гребенки в ее равномерности, что позволяет хорошо учитывать различные абберации, особенно на краях.