Реперные точки спектроскопии.

[Doctor64]

Уважаемые коллеги. Подскажите пожалуйста, что является "реперными точками" в спектрах объектов, для применения эффекта Доплера? На рисунках и в некоторых видео по теме, есть какие то вертикальные метки, относительно которых происходит частотный сдвиг (в красную или синюю область). Что это за метки?
  Спасибо за помощь.

[Ulmo]

Спектральные линии поглощения (Фраунгоферовы линии) или испускания

[Monstr]

Уважаемые коллеги. Подскажите пожалуйста, что является "реперными точками" в спектрах объектов, для применения эффекта Доплера?

  В современной астроспектроскопии репером служит спектр лампы с полым катодом (чаще всего торий-аргоновая лампа), которая позволяет получить лабораторную шкалу длин волн с большой точностью. Этот спектр получают в одну ночь со спектрами объекта. При обработке спектров спектру объекта присваивается лабораторная шкала длин волн. Далее измеряются длины волн в спектре объекта и находится сдвиг, по которому и рассчитывается скорость объекта. При таком подходе можно получить точность в десятки, сотню метров в секунду.
  Если нужна еще большая точность метры и см/с, то используют спектр йодистой ячейки. А недавно уже начинают разрабатывать лазерную гребенку.
  Фраункоферовы линии используют, если точности в 0.5-1 км/с достаточно.
  А вертикальные линии рисуют только для наглядности

[Грехов Михаил]

А что дает съемка спектра в одну ночь с наблюдательной? Относительно источника-лампы наблюдатель ведь не движется? Почему бы не использовать как эталон спектр этой лампы хоть несколько лет старости? 

[AlAn 3/4+]

А что дает съемка спектра в одну ночь с наблюдательной? Относительно источника-лампы наблюдатель ведь не движется? Почему бы не использовать как эталон спектр этой лампы хоть несколько лет старости?

А есть ли гарантия, что заранее отснятый спектр точно попадёт на нужное место? При одновременной экспозиции, такие проблемы исключаются.

[Грехов Михаил]

Так я как понимаю он снимается не на ту-же матрицу как-то сбоку от спектров галактик/звезд?  Или как на самом деле?

Или скажем от изображения галактики идет световолоконный жгут - потом на спектрограф и по второму жгуту прихоит свет от этого источника? И они сначала как-то калибруются на неподвижном источнике (то есть вместо галактики та же лампа) и с высокой точностью накладываются?

[AlAn 3/4+]

Так я как понимаю он снимается не на ту-же матрицу как-то сбоку от спектров галактик/звезд?  Или как на самом деле?

Или скажем от изображения галактики идет световолоконный жгут - потом на спектрограф и по второму жгуту прихоит свет от этого источника? И они сначала как-то калибруются на неподвижном источнике (то есть вместо галактики та же лампа) и с высокой точностью накладываются?

На щель спектрографа подаётся свет и от галактики, и от лампы, естественно со сдвигом вдоль щели, чтобы они не перекрывали друг друга, а воспроизводились рядом перпендикулярно линиям спектра, которые суть - изображение щели в данной длине волны.
Примерно таким образом:

[nolv]

На щель спектрографа подаётся свет и от галактики,

А какие линии поглащения видны в спектрах галактик?

[AlAn 3/4+]

На щель спектрографа подаётся свет и от галактики,

А какие линии поглащения видны в спектрах галактик?

Спектры галактик. Внегалактические туманности имеют спектры с линиями
поглощения, напоминающие спектры звезд, чаще всего спектральных классов A, F или
G, на которые иногда накладываются эмиссионные линии, характерные для свечения
газовых туманностей. Это доказывает, что внегалактические туманности
представляют собой системы, состоящие из звезд и диффузной материи.
Неправильные галактики по спектру, как правило, напоминают звезды спектральных
классов А и F, спиральные - F и G, а эллиптические - G и К.
http://www.bibliotekar.ru/astronomia/170.htm

Как-то так.

[Monstr]

А что дает съемка спектра в одну ночь с наблюдательной? Относительно источника-лампы наблюдатель ведь не движется? Почему бы не использовать как эталон спектр этой лампы хоть несколько лет старости? 

Это идеал.
В реальности же в конструкции спектрографа всегда есть место движению В навесных спектрографах это сплош и рядом. Даже в хорошо закрепленных деталях стационарного спектрографа заливка жидким азотом дюара матрицы обеспечивает относительный сдвиг элементов. Поэтому не факт, что одна и та же длина волны ляжет на то же самый пиксел ПЗС что и сутки назад. Поэтому и снимают каждую ночь, а иногда и несколько раз.

[Monstr]

Так я как понимаю он снимается не на ту-же матрицу как-то сбоку от спектров галактик/звезд?  Или как на самом деле?

На ту же матрицу. Делаем два снимка, один объект, другой калибровочная лампа. По лампе получаем дисперсионную кривую - зависимость lambda от X, апроксимируем полиномом какой-нибудь степени. Спектр объекта (поток от X) пересчитываем по коэффициентам полинома и получаем спектр поток от lambda

[Monstr]

На щель спектрографа подаётся свет и от галактики, и от лампы, естественно со сдвигом вдоль щели, чтобы они не перекрывали друг друга, а воспроизводились рядом перпендикулярно линиям спектра, которые суть - изображение щели в данной длине волны.

Так делали раньше на фотопластинках, для обеспечения постоянства положения. Сейчас я такое не встречаю, хотя может кто-то и использует. В настоящее время на ПЗС делают отдельные снимки.   

[Monstr]

А какие линии поглащения видны в спектрах галактик?

Спектры галактик - это по сути сумма спектров звезд, на которую накладываются линии межзвездного поглощения.
Моделируя пропорции звезд разных классов и их движение, можно воспроизвести наблюдаемый спектр галактик

[Doctor64]

 Большое спасибо за массу информации! Однако, исходя из отсутствия у меня сколь нибудь фундаментальных знаний в теме, хотел бы уточнить правильность ее понимания мной:
1. Если линии поглощения движущегося объекта смещаются по спектру (красное смещение), то само поглощение происходит на длине волны отличной от  ситуации со статичным объектом (лабораторной лампой)? Как идентифицировать линии для конкретных химических элементов?
2. Если в таблице Фраунгофера у каждого химического элемента есть несколько длин волн поглощения, то возможно, мы видим только некоторые из них, располагающихся ближе к краю спектра? И спектр статичного и движущегося (в различных направлениях) объектов будет отличаться и количеством темных полос?
 Прошу не пинать сильно, если несу ахинею! Просто хочу понять на доступном уровне.

[AlAn 3/4+]

Спектральные линии у атомов рождаются целыми сериями (у молекул полосами) Например самый простой атом - водорода.
1. УФ серия Лаймона.
2. Видимый свет - серия Бальмера.
3. Ик область - серия Пашена
и т. д...
Поищите в вики по запросу "спектральные серии водорода". Там более менее понятно всё объясняют.

[nolv]

Спектры галактик - это по сути сумма спектров звезд, на которую накладываются линии межзвездного поглощения.
Моделируя пропорции звезд разных классов и их движение, можно воспроизвести наблюдаемый спектр галактик

Ну то есть видно самые темные линии поглощения (типа Бальмеровской серии), линии уширены и получается средняя температура по больнице. Правильно понимаю?
С учетом низкой поверхностной яркости объектов, любительским оборудованием можно занять линии только у ближайших ярких галактик?

[olegtitov]

Большое спасибо за массу информации! Однако, исходя из отсутствия у меня сколь нибудь фундаментальных знаний в теме, хотел бы уточнить правильность ее понимания мной:
1. Если линии поглощения движущегося объекта смещаются по спектру (красное смещение), то само поглощение происходит на длине волны отличной от  ситуации со статичным объектом (лабораторной лампой)? Как идентифицировать линии для конкретных химических элементов?

Для самого объекта поглощение происходит на нормальных лабораторных длинах волн.
Красное смещение - чисто наблюдательный эффект.
Идентификация происходит по отношениям длин волн.
Если при нулевом красном смещении отношение двух длин волн было, скажем, 2.5459, то и на любом красном смещении это отношение сохраняется. Поскольку сильных линий не очень много, то такие отношения, как правило, уникальны. И часто уже по двум линиям можно сказать, какой паре они соответствуют, и вычислить красное смещение. Если линий пять или сто то всё это повышает надёжность и точность

2. Если в таблице Фраунгофера у каждого химического элемента есть несколько длин волн поглощения, то возможно, мы видим только некоторые из них, располагающихся ближе к краю спектра? И спектр статичного и движущегося (в различных направлениях) объектов будет отличаться и количеством темных полос?

Вообщем, да

[olegtitov]

Спектры галактик - это по сути сумма спектров звезд, на которую накладываются линии межзвездного поглощения.
Моделируя пропорции звезд разных классов и их движение, можно воспроизвести наблюдаемый спектр галактик

Ну то есть видно самые темные линии поглощения (типа Бальмеровской серии), линии уширены и получается средняя температура по больнице. Правильно понимаю?

Линии поглощения Бальмеровской серии наблюдаются крайне редко. Скорей, это будут линии металлов

[olegtitov]

С учетом низкой поверхностной яркости объектов, любительским оборудованием можно занять линии только у ближайших ярких галактик?

Безусловно

[Monstr]

1. Если линии поглощения движущегося объекта смещаются по спектру (красное смещение), то само поглощение происходит на длине волны отличной от  ситуации со статичным объектом (лабораторной лампой)? Как идентифицировать линии для конкретных химических элементов?

В спектре всегда присутствуют какие-нибудь типичные линии. Если это звезда, то, как правило, водородные линии и сильные линии металлов. Если галактика, то почти то же самое. По самым сильным линиям можно вначале оценить приближенно скорость объекта и пересчитать теоретический или стандартный спектр на эту скорость. Тогда и все мелкие детали легко идентифицировать и точно определить скорость.

2. Если в таблице Фраунгофера у каждого химического элемента есть несколько длин волн поглощения, то возможно, мы видим только некоторые из них, располагающихся ближе к краю спектра? И спектр статичного и движущегося (в различных направлениях) объектов будет отличаться и количеством темных полос?

См. ответ на п.1. При определении скорости объекта мы легко идентифицируем все линии.