1 3MASARYKOVA UNIVERZITA Ѓ0 3STAV TEORETICKЃ0 7 FYZIKY A ASTROFYZIKY

MASARYKOVA UNIVERZITA PRˇI´RODOVEˇDECKA´ FAKULTA ´ STAV TEORETICKE´ FYZIKY A ASTROFYZIKY U

Diplomova´ praće

BRNO 2014

BARBORA DOLEZˇALOVA´

MASARYKOVA UNIVERZITA PRˇI´RODOVEˇDECKA´ FAKULTA ´ STAV TEORETICKE´ FYZIKY A ASTROFYZIKY U

Infracˇervene´ za´rˇenı´ hveˇzd Diplomova´ praće

Barbora Dolezˇalova´

Vedoucı´ praće: doc. RNDr. Jirˇ´ı Kuba´t, CSc.

Brno 2014

Bibliograficky´ za´znam Autor:

Bc. Barbora Dolezˇalova´ Prˇ´ırodoveˇdecka´ fakulta, Masarykova univerzita ´ stav teoreticke´ fyziky a astrofyziky U

Na´zev praće:

Infracˇervene´ za´rˇenı´ hveˇzd

Studijnı´ program:

Fyzika

Studijnı´ obor:

Teoreticka´ fyzika a astrofyzika

Vedoucı´ praće:

doc. RNDr. Jirˇ´ı Kuba´t, CSc.

Akademicky´ rok:

2013/2014

Pocˇet stran:

ix + 81

Klıćˇova´ slova:

infracˇervene´ za´rˇenı´; spektroskopie; infracˇervene´ spektrografy; redukce dat; CRIRES; SINFONI; Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy; Gasgano; EsoRex

Bibliographic Entry Author:

Bc. Barbora Dolezˇalova´ Faculty of Science, Masaryk University Department of Theoretical Physics and Astrophysics

Title of Thesis:

Infrared stellar radiation

Degree Programme:

Physics

Field of Study:

Theoretical physics and astrophysics

Supervisor:

doc. RNDr. Jirˇ´ı Kuba´t, CSc.

Academic Year:

2013/2014

Number of Pages:

ix + 81

Keywords:

infrared radiation; spectroscopy; infrared spectrographs; data reduction; CRIRES; SINFONI; Wolf-Rayet stars; Gasgano; EsoRex

Abstrakt V te´to diplomove´ praći se veˇnujeme spektroskopicke´mu studiu Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzd v infracˇervene´m oboru vlnovyćh de´lek. Pozornost je zameˇrˇena na konkre´tnı´ Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy, a to WR 105 (podtyp WN9h), WR 102g (podtyp WC8), WR 102f (podtyp WC8) a LHO 76 (podtyp WC9d). Data k teˇmto hveˇzda´m byla zı´skańa z archivu ESO (European Southern Observatory), kde je porˇ´ıdili pomocı´ spektrografu˚ CRIRES a SINFONI. Stazˇena´ data jsme zredukovali pomocı´ programu˚ Gasgano a EsoRex. Popis redukce teˇchto infracˇervenyćh dat je zevrubneˇ popsań v jedne´ z kapitol diplomove´ praće. Jednu sadu dat ke hveˇzdeˇ WR 105 jsme osobneˇ pozorovali v Ondrˇejoveˇ a zredukovali programem IRAF. Provedli jsme identifikaci cˇar ve spektrech a interpretovali jsme jejich vy´znam, cozˇ na´m naprˇ´ıklad pomohlo zprˇesnit klasifikaci neˇkteryćh zkoumanyćh hveˇzd.

Abstract In this thesis we spectroscopically study Wolf-Rayet stars in the infrared wavelengths. We concentrate on particular Wolf-Rayet stars, namely WR 105 (subtype WN9h), WR 102g (subtype WC8), WR 102f (subtype WC8) and LHO 76 (subtype WC9d). Stellar data were obtained from the ESO (European Southern Observatory) archive, where they were acquired by spectrographs CRIRES and SINFONI. We downloaded these data and we reduced them using programs Gasgano and EsoRex. Reduction cascade of the infrared data is thoroughly described in one of the chapters in this thesis. We also observed one data set of the star WR 105 at Ondrˇejov observatory and we reduced these data with IRAF. Finally, we carried out the identification of lines in the spectra and we interpreted their meanings, which helped, for example, in reclassification of some investigated stars.

Podeˇkovańı´ Na tomto mı´steˇ bych chteˇla podeˇkovat vsˇem svy´m veˇrny´m prˇa´telu˚m a rodineˇ za psychickou podporu, spoustu trpeˇlivosti a vsˇechny cenne´ rady (hlavneˇ ty odborne´), ktere´ mi pomohly prˇi tvorbeˇ te´to praće.

Prohla´sˇenı´ Prohlasˇuji, zˇe jsem svoji diplomovou praći vypracovala samostatneˇ s vyuzˇitı´m informacˇnıćh zdroju˚, ktere´ jsou v praći citovańy.

Brno 15. kveˇtna 2014

.......................... Barbora Dolezˇalova´

Obsah ´ vod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . U

ix

Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1 Infracˇervena´ astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.1 Prˇehled . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.2 Historie a budoucnost . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.3 Rozdeˇlenı´ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.4 Infracˇervena´ atmosfericka´ okna . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.5 Infracˇervene´ detektory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.6 Infracˇervena´ spektroskopie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

1 2 2 2 7 7 12 13

Kapitola 2. Infracˇervene´ spektrografy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.1 CRIRES . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2 SINFONI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2.1 Spektroskopie cele´ho pole (Integral field spectroscopy) a integra´lnı´ spektrograf SPIFFI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

16 16 18

Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ´ vod . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.1 U 3.2 Typy WR hveˇzd a jejich klasifikace . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2.1 WN hveˇzdy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2.2 WC a WO hveˇzdy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.3 WR hveˇzdy ve hveˇzdne´m vy´voji . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.4 Vy´skyt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5 Vybrane´ vlastnosti WR hveˇzd . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5.1 Hveˇzdny´ vı´tr a ztra´ta hmoty . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5.2 Mlhovina . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5.3 Exces . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5.4 Metalicita . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5.5 Bina´rnı´ syste´my . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5.6 Neterma´lnı´ emise . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

23 23 25 25 28 30 31 31 31 33 34 34 34 34

Kapitola 4. Redukce dat . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.1 Gasgano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.2 EsoRex . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

36 36 37

20

– vii –

4.3 Popis redukce - CRIRES . . . . . . 4.3.1 CRIRES pipeline recepty . 4.3.2 Kalibracˇnı´ mapa . . . . . . . 4.3.3 Postup redukce . . . . . . . . 4.4 Popis redukce - SINFONI . . . . . 4.4.1 SINFONI pipeline recepty . 4.4.2 Kalibracˇnı´ mapa . . . . . . . 4.4.3 Postup redukce . . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

38 38 41 41 54 54 58 58

Kapitola 5. Zpracovańı´ pozorovańı´ Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzd a vy´sledky . . 5.1 Hveˇzdokupa Quintuplet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.1.1 WR hveˇzdy podtypu˚ WC8 a WC9 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.1.2 Vy´sledky ze spektrografu SINFONI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.2 WR 105 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.2.1 Vy´sledky z pozorovańı´ v Ondrˇejoveˇ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.2.2 Vy´sledky ze spektrografu CRIRES . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

64 64 64 66 69 71 74

Za´veˇr . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

80

Prˇ´ıloha . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

81

´ vod U Infracˇervena´ oblast spektra se za poslednıćh neˇkolik desetiletı´ stala nepostradatelnou soucˇa´stı´ astronomie. Hlavneˇ dı´ky rychle´mu rozvoji technologiı´ ve vy´robeˇ sta´le citliveˇjsˇ´ıch detektoru˚ a prˇesneˇjsˇ´ıch dalekohledu˚, se na´m nynı´ otvı´ra´ sta´le vıće ru˚znyćh sveˇtelnyćh zdroju˚ ve vesmı´ru, ktere´ bychom jinak nezˇ infracˇervenou astronomiı´ nemohli pozorovat. Prvnı´ zmıńka o infracˇervene´m za´rˇenı´ je z roku 1800, kdy ho objevil William Herschel. Tehdy ho zajı´malo, jak moc tepla procha´zı´ skrz ru˚zneˇ barevne´ filtry, ktere´ pouzˇ´ıval k pozorovańı´ Slunce. Vsˇiml si, zˇe filtry ru˚znyćh barev propousˇteˇjı´ rozdı´lne´ teplo. Proto vymyslel experiment, prˇi neˇmzˇ polozˇil teplomeˇr prˇed hranol, ktery´m procha´zely slunecˇnı´ paprsky a zpozoroval, zˇe teplota je vysˇsˇ´ı za viditelny´m spektrem, hned za cˇervenou barvou. Po tomto objevu se vyvı´jely snahy detekovat infracˇervene´ za´rˇenı´ z jinyćh astronomickyćh zdroju˚ (Meˇsıć, Vega), ale azˇ ve 20. letech 20. stoletı´ zacˇala prvnı´ systematicka´ pozorovańı´ v infracˇervene´ oblasti spektra, dı´ky pouzˇitı´ vakuove´ho termocˇlańku. Dalsˇ´ımi vy´znamny´mi uda´lostmi minule´ho stoletı´ v tomto oboru jsou Two Micron Sky Survey - prvnı´ velkoplosˇny´ pru˚zkum oblohy v blı´zke´ infracˇervene´ oblasti zaha´jeny´ v roce 1968, IRAS (InfRared Astronomical Satellite) - infracˇerveny´ astronomicky´ satelit vypusˇteˇny´ v roce 1983, ISO (Infrared Space Observatory) - Infracˇervena´ vesmı´rna´ observatorˇ spusˇteˇna´ na podzim roku 1995 a jine´, o kteryćh bude podrobneˇ pojednańo v prvnı´ kapitole. Tato diplomova´ praće je zameˇˇrena na studium hveˇzdne´ho za´rˇenı´ v infracˇervene´m oboru. Cı´lem je pru˚zkum diagnostickyćh mozˇnostı´ spektroskopickyćh pozorovańı´ soucˇasny´mi infracˇerveny´mi detektory. Du˚raz je kladen na pochopenı´ mechanismu˚ vzniku spektra´lnıćh cˇar v te´to cˇa´sti spektra. Tato praće je rozdeˇlena´ do peˇti kapitol. Kapitola 1 je u´vodem do problematiky infracˇervene´ho za´rˇenı´ zahrnujıćı´ infracˇervenou astronomii a infracˇervenou spektroskopii. Kapitola 2 se veˇnuje infracˇerveny´m spektrografu˚m, konkre´tneˇ CRIRES a SINFONI, ktere´ se oba nacha´zejı´ na ESO (European Southern Observatory). Kapitola 3 poda´va´ prˇehled o vybrane´m typu hveˇzd, tedy o Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzdaćh, a jejich zvolenyćh za´stupcıćh. Kapitola 4 se veˇnuje redukci dat a jejı´m postupu. Poslednı´ kapitola 5 poda´va´ prˇehled vy´sledku˚ a jejich diskuzi.

– ix –

Kapitola 1 Infracˇervene´ za´rˇenı´ Infracˇervene´ za´rˇenı´ je typ elektromagneticke´ho za´rˇenı´, ktere´ lezˇ´ı mezi viditelny´m sveˇtlem a radiovy´mi vlnami v elektromagneticke´m spektru. Jeho rozsah vlnovyćh de´lek je od 0.74 mikrometru˚ (cˇerveny´ okraj viditelne´ho sveˇtla) azˇ k okolo 100 mikrometru˚m (pocˇa´tek kra´tkovlnne´ho ra´diove´ho pa´sma) (viz. obra´zek 1.1) (Morozhenko, 2012).

Obra´zek 1.1: Infracˇervene´ spektrum a jeho rozdeˇlenı´ (prˇevzato z http://www.nazeleno. cz/Files/FckGallery/Infrapanel.zip/02.png). Prˇiblizˇneˇ polovina energie ve slunecˇnı´m spektru prˇipada´ na infracˇervene´ za´rˇenı´. Nenı´ to bezdu˚vodneˇ, zˇe se mu take´ prˇezdı´va´ „tepelne´“, bez neˇho by nasˇe planeta byla bez zˇivota (Morozhenko, 2012). Jelikozˇ je infracˇervene´ za´rˇenı´ neviditelne´ pro lidske´ oko, mnozı´ si neuveˇdomujı´, jak hluboce je propojeno s nasˇ´ım zˇivotem. Da´lkove´ ovla´dańı´, bezdra´tovy´ internet, bezpecˇnostnı´ syste´my, senzory na detekci ohneˇ atd. - to vsˇechno je zalozˇeno na prˇenosu, prˇ´ıjmu a analy´ze infracˇervene´ho signa´lu (Morozhenko, 2012). Infracˇervene´ za´rˇenı´ je sˇiroce pouzˇ´ıvańo v pru˚myslu, veˇdecke´m vy´zkumu, medicıńeˇ a v arma´dnıćh technologiıćh. Zaznamena´vańı´ emisnı´ho a absorpcˇnı´ho spektra v infracˇervene´ oblasti (infracˇervena´ spektroskopie) se vyuzˇ´ıva´ ke studiu struktury elektronove´ oba´lky atomu˚, abychom zjistili molekula´rnı´ strukturu a za´rovenˇ (kvalitativneˇ a kvantitativneˇ) zanalyzovali komplexnı´ smeˇsi slozˇene´ z molekul. Tato metoda se hojneˇ pouzˇ´ıva´ jak ve vy´robeˇ tak i ve fyzice a astronomii, biologii, medicıńeˇ a chemii (Morozhenko, 2012). –1–

Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´

1.1 1.1.1

2

Infracˇervena´ astronomie Prˇehled

Infracˇervena´ astronomie je v podstateˇ detekce a studovańı´ infracˇervene´ho za´rˇenı´, ktere´ k na´m vysı´lajı´ objekty ve vesmı´ru. Jen mala´ cˇa´st tohoto za´rˇenı´ dosa´hne zemske´ho povrchu, navzdory tomuto faktu astronomove´ objevili velke´ mnozˇstvı´ novyćh informacı´ o ru˚znyćh objektech. Hlavnı´m za´jmem astronomu˚ jsou trˇi hlavnı´ oblasti vy´zkumu: objevovańı´ skrytyćh oblastı´ ve vesmı´ru, detekce chladnyćh objektu˚ a prozkouma´vańı´ rane´ho vesmı´ru (Cool-Cosmos, 2014) Za´rˇenı´ absolutneˇ cˇerne´ho teˇlesa Kazˇdy´ objekt ve vesmı´ru tedy vyzarˇuje tepelne´ za´rˇenı´. Pro dokonale´ cˇerne´ teˇleso je spektra´lnı´ za´rˇivost dańa Planckovou funkcı´: −5 λµm 2hc2 λ −5 8 W m−2 µm−1 sr−1 , = 1.1910 × 10 14387.7/λ Bλ (T ) = hc/kλ T µm e −1 e −1

kde λµm je vlnova´ de´lka v mikrometrech. V jednotkaćh frekvence (ν v Hz), Bν (T ) =

3 νµm 2hν 3 c−2 = 1.4745 × 10−50 W m−2 Hz−1 sr−1 . −11 ν/T hν/kT 4.79922×10 e −1 e −1

Obra´zek 1.2 ukazuje spektra´lnı´ za´rˇivost cˇernyćh teˇles pro ru˚zne´ teploty (Tokunaga et al., 2013). Zkouma´me-li oblohu na sta´le delsˇ´ıch vlnovyćh de´lkaćh, objekty, ktere´ se objevujı´ nejvy´razneˇji, majı´ obecneˇ nizˇsˇ´ı teploty. Je to proto, zˇe rozdeˇlenı´ za´rˇenı´ absolutneˇ cˇerne´ho teˇlesa je uzˇitecˇny´ model za´rˇenı´ mnoha objektu˚ na obloze a Wienu˚v posunovacı´ za´kon rˇ´ıka´, zˇe T λmax = 2898 v jednotkaćh µm·K (Glass, 1999).

1.1.2

Historie a budoucnost

Historicke´ poznatky a budoucı´ kroky v infracˇervene´ astronomii byly prˇevzaty z (CoolCosmos, 2014). 1800 V roce 1800 Sir William Herschel objevil infracˇervene´ za´rˇenı´. Detekoval infracˇervene´ sveˇtlo meˇrˇenı´m teploty ru˚znyćh barev slunecˇnı´ho spektra procha´zejıćı´ho skrz hranol. V oblasti hned za viditelnou cˇervenou barvou (v mı´stech, kde nebylo zˇa´dne´ viditelne´ sveˇtlo) zaznamenal nejveˇtsˇ´ı teplotu. Tento objev poprve´ uka´zal, zˇe existujı´ formy sveˇtla, ktere´ nemu˚zˇeme videˇt na vlastnı´ ocˇi. 1830 Zacˇa´tkem 30. let 18. stoletı´ se zacˇaly objevovat snahy detekovat infracˇervene´ za´rˇenı´ z ru˚znyćh astronomickyćh zdroju˚ (Meˇsıć, Vega, Arcturus).


3

Obra´zek 1.2: Emisnı´ krˇivky absolutneˇ cˇerne´ho teˇlesa (maxima krˇivek ukazujı´ teplotu objektu) (prˇevzato z (Tokunaga et al., 2013)). 1900 V roce 1900 se podarˇilo detekovat infracˇervene´ za´rˇenı´ z Jupiteru a Saturnu a z jinyćh jasnyćh zdroju˚. V roce 1915 William Coblentz vyvinul termocˇlańkove´ detektory, ktere´ pouzˇil k meˇrˇenı´ infracˇervene´ho za´rˇenı´ 110 hveˇzd. Kromeˇ nich jesˇteˇ takto studoval planety a mlhoviny. 1920 V roce 1920 Seth B. Nicholson, Edison Pettit a dalsˇ´ı americˇtı´ astronomove´ provedli prvnı´ systematicke´ infracˇervene´ pozorovańı´. K meˇrˇenı´ infracˇervene´ho za´rˇenı´ z Meˇsıće, planet, slunecˇnıćh skvrn a hveˇzd pouzˇili vakuovy´ termocˇlańek. Jejich infracˇervene´ studie jim umozˇnily prvnı´ zmeˇrˇenı´ pru˚meˇru˚ obrˇ´ıch hveˇzd. 1960 Od roku 1960 zacˇaly balońy vyna´sˇet teleskopy do vysokyćh vy´sˇek (azˇ 40 km nad zemı´). Zacˇa´tkem roku 1966 tyto balońy prozkoumaly oblohu v oblasti 100 mikrometru˚ a objevily okolo 120 jasnyćh zdroju˚ blı´zko roviny Mlećˇne´ dra´hy. 1967 v roce 1967 byla zalozˇena observatorˇ Mauna Kea - brzy se stala vedoucı´m mı´stem pro pozemnı´ infracˇervenou astronomii. V te´zˇe roce zacˇaly le´tat prvnı´ rakety s chlazeny´mi infracˇerveny´mi dalekohledy. Pozorovańı´ oblohy trvala jen neˇkolik minut, nezˇ se raketa vra´tila zpeˇt k zemi. Tato technika objevila 2363 zdroju˚ infracˇervene´ho za´rˇenı´, take´ jasnou infracˇervenou emisi z HII oblastı´ a centrum nasˇ´ı galaxie. 1968 V roce 1968 se provedl prvnı´ obrovsky´ pru˚zkum blı´zke´ infracˇervene´ oblasti oblohy (Two Micron Sky Survey) na observatorˇi Mount Wilson. K pozorovańı´ pouzˇ´ıvali PbS detektory chlazene´ tekuty´m dusı´kem, ktere´ jsou nejcitliveˇjsˇ´ı v oblasti 2.2 mikrometru˚.


4

Pru˚zkum pokry´val okolo 75 procent oblohy a nalezl okolo 20000 infracˇervenyćh zdroju˚, vcˇetneˇ oblasti formovańı´ hveˇzd, galaxie, nasˇeho galakticke´ho centra a mnoha hveˇzd. Nejjasneˇjsˇ´ıch 5500 teˇchto zdroju˚ vytvorˇilo prvnı´ katalog infracˇervenyćh hveˇzd Neugebauer et al. (1971). 1974-1994 V roce 1974 zahajuje Kuiper Airborne Observatorˇ (KAO) svu˚j provoz. KAO bylo tryskove´ dopravnı´ letadlo typu C-141A, ktere´ na sve´ palubeˇ neslo infracˇerveny´ dalekohled, ktery´ meˇl rozsah vlnovyćh de´lek od 1 do 500 mikrometru˚. Letadlo le´talo azˇ do vy´sˇek 12500 metru˚, cozˇ je nad 99 procenty zemskyćh vodnıćh par absorbujıćıćh infracˇervene´ za´rˇenı´. KAO le´tala asi 20 let a objevila prstence Uranu a prˇ´ıtomnost vody v atmosfe´raćh Jupiteru a Saturnu. 1983-1984 IRAS (Infrared Astronomical Satellite) byl vypusˇteˇn v roce 1983. Deset meˇsıću˚ meˇl skenovat vıće nezˇ 96 procent oblohy cˇtyrˇikra´t po sobeˇ. Poskytl prvnı´ vysoce citlivou mapu oblohy na vlnovyćh de´lkaćh 12, 25, 60 a 100 mikrometru˚. IRAS detekoval okolo 350000 infracˇervenyćh zdroju˚, 70 procent z toho byly nove´ objevy, ktere´ zahrnujı´ prachovy´ disk okolo Vegy, sˇest novyćh komet, velmi silnou infracˇervenou emisi z interagujıćıćh galaxiı´ a odhalenı´ centra´lnı´ho ja´dra nasˇ´ı galaxie. 1993 V roce 1993 zacˇala fungovat observatorˇ Spirex (South Pole Infrared Explorer), ktera´ vyuzˇ´ıvala vy´hody velmi nı´zke´ho terma´lnı´ho pozadı´ chladne´ho Jizˇnı´ho po´lu a tı´m zı´skala lepsˇ´ı citlivost. Dalsˇ´ı vy´hodou byla velmi temna´ nocˇnı´ obloha po´lu. 1995-1995 IRTS (Infrared Telescope in Space) byl vypusˇteˇny´ v roce 1995. Jednalo se o prvnı´ infracˇervenou misi Japonska. Beˇhem 28 dnı´ prozkoumal 7 procent oblohy na vlnovyćh de´lkaćh 1.4 azˇ 700 mikrometru˚ a obohatil nasˇe znalosti o kosmologii, mezihveˇzdne´ hmoteˇ, hveˇzdaćh pozdeˇjsˇ´ıch typu˚ a meziplaneta´rnı´m prachu. 1995-1998 ESA (European Space Agency) vypustila ISO (Infrared Space Observatory), ktery´ byl konstruovań k pozorovańı´ velmi sˇiroke´ho rozsahu infracˇervenyćh vlnovyćh de´lek (2.5 azˇ 240 mikrometru˚). ISO byl tisıćkra´t citliveˇjsˇ´ı nezˇ IRAS a uka´zal infracˇervene´ zdroje s mnohem lepsˇ´ım rozlisˇenı´m. Objevy ISO byly: prˇ´ıtomnost vodnıćh par v oblastech formovańı´ hveˇzd, prvnı´ detekce ranyćh fa´zı´ formovańı´ hveˇzd a planet a pozorovańı´ jedne´ z nejjasneˇjsˇ´ıch galaxiı´ ve vesmı´ru. 1996 V roce 1996 byl uveden do provozu DENIS (Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky). Tato pozemnı´ observatorˇ zkouma´ celou jizˇnı´ oblohu na 0.8, 1.25 a 2.12 mikrometrech pomocı´ 1-metrove´ho dalekohledu na La Silla v Chile. 1996-1997 V roce 1996 byl vypusˇteˇny´ MSX (Midcourse Space Experiment) a zı´skal beˇhem deseti meˇsıću˚ obrovske´ mnozˇstvı´ dat v rozmezı´ 4.2 azˇ 26 mikrometru˚. MSX meˇl 30 kra´t lepsˇ´ı prostorove´ rozlisˇenı´ nezˇ IRAS a zkoumal oblast oblohy, kterou IRAS prˇedtı´m nepokryl.


5

1997 V roce 1997 zacˇ´ına´ svu˚j digita´lnı´ pru˚zkum 2MASS (Two Micron All-Sky Survey). Zkouma´ celou oblohu ze dvou pozemnıćh dalekohledu˚ (jeden je na Mt. Hopkins, Arizona a druhy´ na CTIO, Chile) na vlnovyćh de´lkaćh 1.25, 1.65 a 2.17 mikrometru˚. Klıćˇovy´mi cı´li jsou: pru˚zkum struktury Mlećˇne´ dra´hy a loka´lnı´ho vesmı´ru poskytujıćı´ prˇesny´ soucˇet hveˇzd v okolı´ Slunce, objevenı´ hneˇdyćh trpaslı´ku˚ a aktivnıćh galaktickyćh jader. 1997 V roce 1997 je prˇipojen NICMOS (Near Infra-Red Camera and Multi-Object Spectrometer) k Hubbleovu vesmı´rne´mu teleskopu (HST). Toto infracˇervene´ zarˇ´ızenı´ se skla´da´ ze trˇ´ı kamer a trˇ´ı spektrometru˚ s rozsahem 0.8 azˇ 2.5 mikrometru˚. Poskytuje spektra a obra´zky s vysoky´m rozlisˇenı´m v blı´zke´ infracˇervene´ oblasti. V nyneˇjsˇ´ı dobeˇ nenı´ v provozu. 2003 Spitzeru˚v vesmı´rny´ dalekohled byl vypusˇteˇn v srpnu 2003. Je poslednı´m z rˇady velkyćh observatorˇ´ı NASA ve vesmı´ru. Spitzer ma´ mnohem veˇtsˇ´ı citlivost nezˇ prˇedchozı´ infracˇervene´ mise a studuje vesmı´r v sˇiroke´m rozpeˇtı´ infracˇervenyćh vlnovyćh de´lek (3.6 − 160 mikrometru˚). Koncentruje se na vsˇechno od vzda´lenyćh galaxiı´ prˇes komety azˇ k exoplaneta´m. 2004-2011 IRIS (Infrared Imaging Surveyor) byla infracˇervena´ vesmı´rna´ mise vypusˇteˇna´ v roce 2004 Japonskou vesmı´rnou agenturou (ISAS). Vlastnı´ blı´zkou a strˇednı´ infracˇervenou kameru a daleko infracˇerveny´ skener. IRIS byl pouzˇ´ıvań ke studiu formovańı´ a vy´voje galaxiı´, formovańı´ hveˇzd, mezihveˇzdne´ hmoty a extra-sola´rnıćh syste´mu˚ na vlnovyćh de´lkaćh 2 azˇ 25 mikrometru˚ a 50 azˇ 200 mikrometru˚. 2006-2011 Akari byla japonska´ druha´ infracˇervena´ vesmı´rna´ mise vypusˇteˇna´ v roce 2006. Jejı´m u´kolem bylo pozorovat vıće nezˇ 94 procent oblohy. Vy´sledkem tohoto pozorovańı´ byla infracˇervena´ detekce zbytku˚ supernov v blı´zkyćh galaxiıćh, pozorovańı´ aktivnıćh formovańı´ hveˇzd ve spira´lnıćh galaxiıćh a detekce ztra´ty hmoty z rudyćh obru˚ v mlećˇne´ dra´ze. 2009-2013 Herschelova vesmı´rna´ observatorˇ byla infracˇervena´-submilimetrova´ mise Evropske´ vesmı´rne´ agentury (ESA). Herschel prova´deˇl spektroskopii a fotometrii v sˇiroke´m rozsahu infracˇervenyćh vlnovyćh de´lek (55 − 672 mikrometru˚) a vyuzˇ´ıval se ke studiu formovańı´ a vy´voje galaxie, mezihveˇzdne´ hmoty, formovańı´ hveˇzd a studiu atmosfe´r komet a planet. 2009 WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) je mise NASA navrzˇena´ pro pru˚zkum cele´ oblohy ve strˇednı´ infracˇervene´ oblasti spektra. Stojı´ za objevem neˇkteryćh nejchladneˇjsˇ´ıch hveˇzd ve vesmı´ru a take´ nasˇla desı´tky tisıć novyćh asteroidu˚. 2010 SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy) je spolecˇny´ projekt NASA a Neˇmecke´ vesmı´rne´ agentury. Jedna´ se o 2.5 metrovy´ dalekohled nainstalovany´ do Boeingu 747, ktery´ le´ta´ ve stratosfe´rˇe. Pracuje na vlnovyćh de´lkaćh od optickyćh prˇes


6

infracˇervene´ azˇ po submilimetrove´ (1 − 655 mikrometru˚) a studuje atmosfe´ry a povrch planet, strukturu, slozˇenı´ a vy´voj komet, mezihveˇzdnou hmotu a formovańı´ hveˇzd. 2018 JWST (James Webb Space Telescope) je prˇipravovań jako na´stupce Spitzerova a Hubbleova vesmı´rnyćh dalekohledu˚ a bude nejveˇtsˇ´ım vesmı´rny´m dalekohledem, ktery´ kdy byl vypusˇteˇn. JWST je navrzˇen ke studiu prvnıćh galaxiı´, ktere´ utva´rˇely rany´ vesmı´r a k pozorovańı´ formovańı´ planet. Da´le bude du˚lezˇity´ pro pozorovańı´ exoplanet a detekci stavu atmosfe´ry, ktera´ mu˚zˇe podporovat zˇivot. 2022 SPICA (Space Infrared Telescope for Cosmology & Astrophysics) je navrzˇena´ mise JAXA (Japanese Aerospace Exploration Agency). Bude pokry´vat vlnove´ de´lky delsˇ´ı ´ kolem bude studium formovańı´ hveˇzd a planet. nezˇ ty u JWST. U

1.1.3

Rozdeˇlenı´

Infracˇervene´ za´rˇenı´ se v astronomii deˇlı´ do trˇech spektra´lnıćh oblastı´ (podle obra´zku 1.1): blı´zke´ (0.76µm - 5µm), strˇednı´ (5µm - 30µm) a daleke´ (30µm - 1000µm). Na´zory na hranice mezi blı´zkou, strˇednı´ a dalekou infracˇervenou oblastı´ nejsou jednotne´ a mohou se meˇnit. Hlavnı´ faktor, ktery´ urcˇuje, jaka´ vlnova´ de´lka je zahrnuta v urcˇite´ z teˇchto trˇ´ı oblastı´, je typ detektoru pouzˇite´ho prˇi zı´ska´vańı´ infracˇervene´ho za´rˇenı´ (Cool-Cosmos, 2014). Prˇi pohybu od blı´zke´ infracˇervene´ oblasti spektra ke strˇednı´ azˇ daleke´ se neˇktere´ objekty na obloze objevujı´ a jine´ mizı´. V blı´zke´ infracˇervene´ oblasti zacˇ´ına´ by´t pru˚hledny´ prach a dovoluje na´m videˇt oblasti skryte´ ve viditelne´ cˇa´sti spektra. Jdeme-li da´l do strˇednı´ infracˇervene´ cˇa´sti, chladneˇjsˇ´ı prach zacˇ´ına´ sa´m za´rˇit. Tabulka 1.1 ukazuje, co mu˚zˇeme videˇt v ru˚znyćh cˇa´stech infracˇervene´ho spektra (Cool-Cosmos, 2014).

Spektrální Vlnová délka oblast (mikrometry) Blízká

Teplota (stupeň Kelvina)

(0.7-1) až 5 740 až (3 000-5 200)

Co můžeme vidět Chladné červené hvězdy Rudé obry Prach je průhledný

Střední

5 až (25-4)

(92.5-140) až 740

Planety, komety a asteroidy Prach zahříván hvězdami Protoplanetární disky

Daleká

(25-40) až (200-350)

(10.6-18.5) až (92.5-140)

Emise z chladného prachu Centrální oblasti galaxií Velmi chladné molekulární oblaka

Tabulka 1.1: Co mu˚zˇeme videˇt v jednotlivyćh oblastech infracˇervene´ho spektra (prˇevzato z (Cool-Cosmos, 2014)).


1.1.4

7

Infracˇervena´ atmosfericka´ okna

Veˇtsˇina sveˇtla prˇicha´zejıćı´ho z vesmı´ru nedorazı´ azˇ prˇ´ımo k zemi, protozˇe nasˇe atmosfe´ra blokuje mnoho typu˚ za´rˇenı´. Infracˇervene´ za´rˇenı´ je v tomto prˇ´ıpadeˇ z veˇtsˇ´ı cˇa´sti blokovańo a to dı´ky jeho absorpci vodnı´mi pa´rami a oxidem uhlicˇity´m v zemske´ atmosfe´rˇe. Jen neˇkolika u´zky´mi oblastmi vlnovyćh de´lek mu˚zˇe infracˇervene´ sveˇtlo projı´t skrz (alesponˇ cˇa´stecˇneˇ) azˇ k pozemnı´mu infracˇervene´mu dalekohledu (viz. obra´zky 1.3 a 1.4) (Cool-Cosmos, 2014).

Obra´zek 1.3: Oblasti vlnovyćh de´lek pru˚chodnyćh pro infracˇervene´ za´rˇenı´ (prˇevzato z (Cool-Cosmos, 2014)). Zemska´ atmosfe´ra zpu˚sobuje jesˇteˇ dalsˇ´ı proble´my pro infracˇervene´ astronomy. Sama o sobeˇ silneˇ vyzarˇuje v infracˇervene´m oboru, cˇasto vıće nezˇ samotny´ pozorovany´ objekt. Tato atmosfericka´ emise ma´ svoje maximum na vlnove´ de´lce okolo 10 mikrometru˚ (CoolCosmos, 2014). Nejlepsˇ´ı pohled na infracˇerveny´ vesmı´r z pozemnıćh dalekohledu˚ je na vlnovyćh de´lkaćh, ktere´ jsou schopny projı´t atmosfe´rou (za´rˇenı´ atmosfe´ry je pro tyto vlnove´ de´lky tlumene´). Proto se obvykle infracˇervene´ observatorˇe stavı´ blı´zko vrcholu vysokyćh, suchyćh hor, abychom se dostali co nejvy´sˇe nad atmosfe´ru (ale i tak je veˇtsˇina infracˇervene´ho za´rˇenı´ kompletneˇ absorbovańa a nikdy se nedostane k zemi). Z tohoto du˚vodu se infracˇervene´ dalekohledy montujı´ na palubu raket, balońu˚, letadel a vesmı´rnyćh observatorˇ´ı, abychom mohli videˇt infracˇervene´ za´rˇenı´ ve vsˇech vlnovyćh de´lkaćh (Cool-Cosmos, 2014). Pozemska´ pozorovacı´ mı´sta infracˇervene´ho za´rˇenı´: • Dome C, Antarktida • Paranal Observatory (VLT), Chile • La Silla Observatory (NTT), Chile


8

Obra´zek 1.4: Pru˚chodnost atmosfe´ry pro infracˇervene´ za´rˇenı´ (prˇevzato z http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e9/Atmospheric. transmittance.IR.jpg). • Atacama desert (ALMA), Chile • Mauna Kea Observatory (UKIRT, JCMT, Keck, IRTF, Subaru), Hawaii • La Palma (GTC), Canary Islands (Spain) V tabulce 1.2 mu˚zˇeme videˇt neˇkolik infracˇervenyćh „oken“. Tato okna jsou prˇeva´zˇneˇ na vlnovyćh de´lkaćh pod 4 mikrometry (Cool-Cosmos, 2014).

Vlnová délka 1.1 - 1.4 μm 1.5 - 1.8 μm 2.0 - 2.4 μm

Pás J H K

3.0 - 4.0 μm

L

4.6 - 5.0 μm

M

7.5 - 14.5 μm

N

17 - 40 μm

17 - 25 μm: Q 28 - 40 μm: Z

330 - 370 μm

Průhlednost oblohy vysoká vysoká vysoká 3.0 - 3.5 μm: dostatečná 3.5 - 4.0 μm: vysoká nízká 8 - 9 μm a 10 -12 μm: dostatečná jiná vlnová délka: nízká

Jasnost oblohy nízká v noci velmi nízká velmi nízká

velmi nízká

velmi vysoká

velmi nízká

nízká

nízká vysoká velmi vysoká

Tabulka 1.2: Infracˇervena´ atmosfe´ricka´ okna (prˇevzato z (Cool-Cosmos, 2014)). Dalsˇ´ımi faktory omezujıćı´mi pozorovańı´ jsou: atmosfe´ricka´ extinkce, atmosfe´ricka´ refrakce, za´rˇenı´ ze Zemeˇ od hydroxylu OH (emisnı´ cˇa´ry OH), tepelna´ emise z oblohy a dalekohledu (Tokunaga et al., 2013).


1.1.5

9

Infracˇervene´ detektory

Astronomicke´ prˇ´ıstroje pro zkoumańı´ infracˇervene´ho za´rˇenı´ jsou obvykle zalozˇeny na zı´ska´vańı´ maxima´lnı´ citlivosti k detekci slabyćh signa´lu˚. Hlavnı´m pozornost je vzˇdy kladena na to, jak vyloucˇit vneˇjsˇ´ı za´rˇenı´ pozadı´. Detektor by meˇl tedy videˇt jen za´rˇenı´ chteˇnyćh vlnovyćh de´lek a jen minima´lnı´ oblast oblohy. Vlastnı´ za´rˇenı´ detektoru je zanedbatelne´ dı´ky jeho chlazenı´ na velmi nı´zkou teplotu (Glass, 1999). Sı´teˇ detektoru˚ blı´zke´ a strˇednı´ infracˇervene´ oblasti detekujı´ fotony dı´ky urcˇite´ formeˇ fotovodivosti. Nejza´kladneˇjsˇ´ım fotovodivy´m detektorem je maly´ blok polovodicˇove´ho materia´lu s elektrodami na opacˇnyćh stranaćh, ktere´ se pouzˇ´ıvajı´ k nastolenı´ vnitrˇnı´ho elektricke´ho pole. Fotony osvobodı´ nosicˇe na´boje uvnitrˇ tohoto bloku, ktere´ se pote´ prˇemı´stı´ k elektroda´m a vytvorˇ´ı elektricky´ proud, ktery´ mu˚zˇe by´t zaznamenań vysoce vy´konny´m zesilovacˇem (Rieke, 2007). Detektory jsou charakteristicke´ svojı´ kvantovou ućˇinnostı´, linearitou, dobou odezvy a temny´m proudem (Glass, 1999). • Kvantova´ ućˇinnost je cˇa´st dopadajıćıćh fotonu˚, ktere´ vytva´rˇejı´ sbeˇrne´ vodivostnı´ elektrony v detektoru. • Linearita detektoru musı´ by´t oveˇrˇena, naprˇ´ıklad pozorovańı´m standardnı´ hveˇzdy ru˚znyćh magnitud. • Doba odezvy detektoru v za´vislosti na zmeˇneˇ toku fotonu˚ je take´ velmi du˚lezˇitou charakteristikou, ktera´ ovlivnˇuje rychlost odecˇ´ıtańı´ a frekvenci odezvy. • Temny´ proud je zdroj sˇumu. Skla´da´ se z falesˇnyćh vodivostnıćh elektronu˚, ktere´ vznikajı´ z jinyćh zdroju˚ nezˇ detekcı´ fotonu˚. Prˇ´ıkladem je terma´lnı´ excitace a uńik elektricke´ho proudu uvnitrˇ sı´teˇ detektoru˚. Jednı´m z nejzna´meˇjsˇ´ıch detektoru˚ je HgCdTe (sloucˇenina kadmia, rtuti a teluru) pracujıćı´ mezi vlnovy´mi de´lkami 1µm azˇ 5µm. Kromeˇ neˇj na teˇchto vlnovyćh de´lkaćh jesˇteˇ snı´ma´ detektor InSb (sloucˇenina antimonu a india). Detektory operujıćı´ na vlnovyćh de´lkaćh od 5µm azˇ do 40µm jsou na ba´zi krˇemı´ku, naprˇ´ıklad Si:As (sloucˇeniny krˇemı´ku a arsenu). V daleke´ infracˇervene´ oblasti se vyuzˇ´ıvajı´ detektory Ge:Ga (sloucˇeniny germania a galia). Vsˇechny tyto detektory musı´ by´t chlazeny na velmi nı´zkou teplotu. Pro blı´zke´ infracˇervene´ za´rˇenı´ se prˇ´ıstroje chladı´ azˇ na 77 K tekuty´m dusı´kem, ve strˇednı´ infracˇervene´ cˇa´sti se chladı´ azˇ ke 4 K tekuty´m he´liem a pro dalekou infracˇervenou oblast je nutna´ co nejnizˇsˇ´ı mozˇna´ teplota Rieke (2007). CCD V infracˇervene´ astronomii nelze pouzˇ´ıt klasicke´ CCD (Charge Coupled Device) pouzˇ´ıvane´ v opticke´m oboru spektra, protozˇe tento detektor nenı´ schopny´ pracovat na tak nı´zke´ teploteˇ jako infracˇervene´ detektory. Pod teplotu 70 K detektor CCD „zamrza´“ a pohyb na´boje degraduje (Rieke, 2007).

1.1.6

Infracˇervena´ spektroskopie

Na rozdı´l od spektroskopie v opticke´ cˇa´sti spektra, kde pozorovatel mu˚zˇe integrovat astronomicky´ objekt neˇkolik hodin, cˇasova´ promeˇnnost infracˇervene´ho pozadı´ zpu˚sobuje, zˇe


10

nemu˚zˇeme pozorovat delsˇ´ı dobu, protozˇe bychom nezı´skali meˇrˇenı´ pozadı´ (dalekohled a obloha). V za´vislosti na mı´steˇ pozorovańı´, dalekohledu a vlnove´ de´lce, mu˚zˇe by´t expozicˇnı´ doba dlouha´ maxima´lneˇ neˇkolik minut kvu˚li vysoce promeˇnne´ emisi OH v blı´zke´ infracˇervene´ oblasti. V J pa´smu vlnovyćh de´lek jsou delsˇ´ı expozicˇnı´ doby realizovatelne´. Na delsˇ´ıch vlnovyćh de´lkaćh jsou nutne´ mnohem kratsˇ´ı integracˇnı´ doby dı´ky promeˇnnosti emise telurickyćh cˇar a take´ dı´ky rychle´mu zaplneˇnı´ pole detektoru˚ velky´m mnozˇstvı´m detekovanyćh elektronu˚. Kolem deseti mikrometru˚ uzˇ mu˚zˇe by´t expozicˇnı´ doba jednotlivyćh pozorovańı´ rˇa´du desı´tek milisekund (Tokunaga et al., 2013). Pokud pozorujeme v infracˇervene´ oblasti, tak tok pozadı´ mu˚zˇe by´t azˇ o rˇa´d veˇtsˇ´ı nezˇ tok z astronomickyćh zdroju˚, proto je prˇesne´ odecˇtenı´ pozadı´ podstatne´. Pro blı´zkou infracˇervenou oblast, kdy terma´lnı´ pozadı´ je relativneˇ stabilnı´, se obra´zek pozadı´ veˇtsˇinou generuje beˇhem pozorovańı´ podle toho: 1. Pokud oblast okolo kompaktnı´ho zdroje nenı´ extre´mneˇ prˇeplneˇna a neobsahuje rozsa´hlou emisi, obra´zek pozadı´ mu˚zˇeme zı´skat z pozorovańı´ objektu tı´m, zˇe provedeme neˇkolik posunutı´ dalekohledu mezi jednotlivy´mi pozorovańı´ (nodding, jittering) (Tokunaga et al., 2013). 2. Pokud je zdroj rozsa´hly´ nebo je obklopeny´ oblastı´ s rozsa´hlou emisı´ nebo je plny´ jinyćh zdroju˚, posouva´ se dalekohled mimo zdroj, abychom zı´skali obra´zek pozadı´. Tyto snı´mky by meˇly mı´t stejnou expozicˇnı´ dobu jako obra´zky zdroje a meˇl by se aplikovat nodding a jittering jako v prˇ´ıpadeˇ vy´sˇe (Tokunaga et al., 2013). ´ cˇelem noddingu (ky´vańı´) je opravit nebo odstranit emisi oblohy, temny´ proud Nodding U detektoru a ru˚zne´ stıńy (ghost) a za´rˇe (glow). Tato technika ma´ jednoduchou aplikaci, spektrum je porˇ´ızeno v jedne´ pozici dalekohledu (znacˇene´ jako A), pote´ se teleskop posune pode´l smeˇru sˇteˇrbiny k druhe´ pozici (znacˇene´ B),kde se porˇ´ıdı´ dalsˇ´ı spektrum. Odecˇtenı´m obra´zku˚ z pozice A a z pozice B se provede odecˇtenı´ oblohy a darku (Smoker et al., 2013). ´ cˇelem jitteringu (chveˇnı´) je opravit sˇpatne´ pixely a snı´zˇit proble´my dı´ky Jittering U detektoru. Jittering se zı´ska´ tı´m, zˇe prˇida´me malou a na´hodnou zmeˇnu pozice teleskopu k technice noddingu. Jittering musı´ by´t mensˇ´ı nezˇ polovina posunutı´ v prˇ´ıpadeˇ noddingu, ale veˇtsˇ´ı nezˇ rozsah objektu, ktery´ chceme detekovat (Smoker et al., 2013). Na obra´zku 1.5 mu˚zˇeme videˇt prˇiblizˇne´ provedenı´ noddingu a jitteringu (a v podstateˇ i choppingu - viz. da´le). Obra´zek 1.6 ukazuje sche´maticky´ proces odstraneˇnı´ oblohy. Kdy nejdrˇ´ıve provedeme nodding a jittering, pote´ odecˇteme oblohu, vydeˇlı´me flat a slozˇ´ıme jednotlive´ obra´zky dohromady. Chopping Ve strˇednı´ infracˇervene´ oblasti se kromeˇ noddingu a jitteringu pouzˇ´ıva´ dalsˇ´ı technika, ktera´ se nazy´va´ chopping (kra´jenı´) a zahrnuje posouvańı´ sekunda´rnı´ho zrcadla teleskopu jednou za neˇkolik sekund. Vy´sledkem je sada obra´zku˚ obvykle se skla´dajıćıćh ze cˇtyrˇ snı´mku˚, dva v jedne´ nodding pozici dalekohledu (obvykle se nazy´va´ nod A) a dva snı´mky v druhe´ pozici (nod B) (pa´ru˚ A-B mu˚zˇe by´t vıće a to podle potrˇeby pozorovatele). Obra´zek 1.7 ukazuje prˇ´ıklad redukce pomocı´ choppingu (Tokunaga et al., 2013).


11

Obra´zek 1.5: Ilustracˇnı´ prˇ´ıklad pro techniku nodding (znacˇeno sˇipkami) a jittering (znacˇeno cˇa´rkovaneˇ) (prˇevzato z (Lidman and Cuby, 2012)). Prvnı´m krokem je odecˇ´ıst pa´r snı´mku˚ z choppingu na kazˇde´ nodding pozici. Zbytkove´ pozadı´ je pote´ odstraneˇno dalsˇ´ım odecˇtenı´m uzˇ odecˇtenyćh snı´mku˚ zı´skanyćh z nod pozice B. Tato dvojita´ odecˇ´ıtacı´ technika na´m zı´ska´ spektrum zdroje (Tokunaga et al., 2013).


12

Obra´zek 1.6: Sche´maticka´ uka´zka odecˇtenı´ oblohy ze sady obra´zku˚ (prˇevzato z (Tokunaga et al., 2013)).


13

Obra´zek 1.7: Ilustracˇnı´ uka´zka redukce ve strˇednı´ infracˇervene´ oblasti spektra (prˇevzato z http://www.gemini.edu/sciops/instruments/texes/mid-ir-resources?q= node/10138).

Kapitola 2 Infracˇervene´ spektrografy Vesˇkery´ vyćˇet pozemnıćh spektrografu˚ je v tabulce prˇilozˇene´ v prˇ´ıloze. Tato tabulka vznikla na za´kladeˇ rozhodovańı´ o tom, ktery´ ze spektrografu˚ by bylo vhodne´ vyuzˇ´ıt pro redukci ru˚znyćh dat. Mu˚zˇeme v nı´ nale´zt ty nejdu˚lezˇiteˇjsˇ´ı pozemnı´ spektrografy, ktere´ se pouzˇ´ıvajı´ a vesˇkere´ dalsˇ´ı informace o nich mu˚zˇeme nale´zt na internetu (potrˇebne´ odkazy jsou uvedeny u kazˇde´ho spektrografu v tabulce). V tabulce jsou uvedeny jen ty nejza´kladneˇjsˇ´ı u´daje o tom, co je to za spektrograf, kde se nacha´zı´, na jakyćh vlnovyćh de´lkaćh pracuje, jeho spektra´lnı´ rozlisˇenı´ a pozna´mka o neˇm. Dveˇma vybrany´mi spektrografy jsou CRIRES a SINFONI. Oba se v soucˇasne´ dobeˇ nacha´zejı´ na VLT (Very Large Telescope) na Cerro Paranal v ESO (European Southern Observatory) v Chile. CRIRES na teleskopu UT1 (Antu) a SINFONI na UT4 (Yepun).

2.1

CRIRES

CRyogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph (viz. obra´zek 2.1) (Smoker et al., 2013).

Obra´zek 2.1: Spektrograf CRIRES (prˇevzato z (Smoker et al., 2013)). CRIRES je infracˇerveny´ (0.95 − 5.2µm) spektrograf s vysoky´m rozlisˇenı´m umı´steˇny´ v ohnisku Nasmyth A dalekohledu UT1 (Antu). Poskytuje dlouho-sˇteˇrbinovou (∼ 4000 ) – 14 –

Kapitola 2. Infracˇervene´ spektrografy

15

spektroskopii s prostorovy´m vzorkovańı´m (sampling) 0.08600 . Prostorove´ rozlisˇenı´ a pomeˇr signa´lu k sˇumu je mozˇne´ maximalizovat pouzˇitı´m syste´mu MACAO (Multi-Applications Curvature Adaptive optics) - adaptivnı´ optiky (AO), ktera´ je vybavena´ opticky´m (R pa´s) senzorem vlnoploch (pocha´zejıćıćh z turbulence atmosfe´ry). CRIRES ma´ dveˇ mozˇne´ sˇ´ırˇky sˇteˇrbin a to 0.2 a 0.4 u´hlovyćh sekund (Smoker et al., 2013). Hlavnı´mi opticky´mi soucˇa´stkami (viz. obra´zek 2.2) jsou: hranol (izolujıćı´ jeden esˇeletovy´ rˇa´d a minimalizujıćı´ celkove´ mnozˇstvı´ dopadajıćı´ho sveˇtla) a esˇeletova´ mrˇ´ızˇka s 31.6 vrypy/mm. Celkove´ spektra´lnı´ pokrytı´ je ∼ λ /70, na jednotliva´ nastavenı´ vlnovyćh de´lek, dı´ky poli cˇtyrˇ detektoru˚ Aladdin III. Zı´ska´vańı´ dat a rˇ´ızenı´ spektrografu se prova´dı´ pomocı´ prohlı´zˇecˇe sˇteˇrbiny, ktery´ je vybaveny´ dalsˇ´ım detektorem Aladdin III a se´riı´ 5 filtru˚ (J, H, K a dveˇma filtry H) (Smoker et al., 2013).

Obra´zek 2.2: Usporˇa´dańı´ opticke´ konstrukce spektrografu CRIRES. Sveˇtlo procha´zı´ skrz sˇteˇrbinu, pote´ vstoupı´ do mrˇ´ızˇky spektrometru, kde je rozlozˇeno, a pote´ vycha´zı´ skrz strˇednı´ sˇteˇrbinu, jejı´zˇ velikost dimenzovańa tak, aby omezila rozsah vlnovyćh de´lek, ktere´ prostupujı´ sekcı´ s vysoky´m rozlisˇenı´m, do jedine´ho rˇa´du (prˇevzato z (Smoker et al., 2013)). CRIRES byl navrzˇen tak, aby vyuzˇ´ıval mimorˇa´dneˇ vysokou citlivost. Tu umozˇnˇuje rozsa´hle´ pole detektoru˚. Kvantitativnı´ a kvalitativnı´ vylepsˇenı´ pozorovacıćh mozˇnostı´ tohoto spektrografu ovlivnˇuje vsˇechny veˇdecke´ aplikace, ktere´ se zameˇrˇujı´ se na slabe´ objekty s vysˇsˇ´ımi prostorovy´mi (rozsa´hle´ zdroje), spektra´lnı´mi a cˇasovy´mi rozlisˇenı´mi (Smoker et al., 2013). Vskutku, CRIRES poskytuje: • spektroskopii s vysoky´m rozlisˇenı´m v rozsahu 1 − 5µm. Tento prˇ´ıstroj vyuzˇ´ıva´ nejveˇtsˇ´ı dostupnou mrˇ´ızˇku pro spektra´lnı´ rozlisˇenı´ azˇ ≈ 100000 s 0.200 sˇirokou sˇteˇrbinou;


16

• spektra´lnı´ pokrytı´ je maximalizovańo dı´ky 1024 × 512 pixelove´ InSb sı´ti detektoru˚ nacha´zejıćıćh se v ohniskove´ rovineˇ; • spektra´lnı´ zobrazovańı´ pouzˇ´ıva´ 4000 dlouhou sˇteˇrbinu; • adaptivnı´ optiku (AO) ke zvy´sˇenı´ pomeˇru signa´lu k sˇumu (SNR) a prostorove´ho rozlisˇenı´.

2.2

SINFONI

Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared (viz. obra´zek 2.3) (Hau et al., 2013).

Obra´zek 2.3: Spektrograf SINFONI (prˇevzato z (Hau et al., 2013)). SINFONI je spektrograf integra´lnı´ho pole pracujıćı´ v blı´zke´ infracˇervene´ oblasti (1.1 − 2.45µm), ktery´ je vybaveny´ modulem adaptivnı´ optiky (MACAO). Spektrograf pracuje se 4 mrˇ´ızˇkami (J, H, K, H+K) (viz. tabulka 2.4), ktere´ poskytujı´ spektra´lnı´ rozlisˇenı´ okolo 2000, 3000, 4000 v pa´smech J, H, K, resp., a 1500 v H+K - kazˇdy´ rozsah vlnovyćh de´lek je plneˇ prˇizpu˚sobeny´ detektoru Hawaii 2RG (2k × 2k) s 2048 pixely. Zorne´ pole oblohy je rozkrojene´ do 32 sˇteˇrbinek (slitlets). Prˇed-optika umozˇnˇuje si vybrat u´hlovou velikost rˇezu˚ na obloze. Na vy´beˇr je 250 mas, 100 mas a 25, s cˇ´ımzˇ korespondujı´ zorna´ pole velikosti 800 × 800 , 300 × 300 a 0.800 × 0.800 resp. Kazˇda´ z 32 sˇteˇrbinek (slitlets) je zobrazena do 64 pixelu˚ detektoru. Mu˚zˇeme tedy zı´skat 32 × 64 = 2048 spekter zobrazovane´ oblasti oblohy. Typicka´ meznı´ hodnota magnitud (S/N = 10 prˇi 1 h na zdroji) je okolo 17 − 18 mag in J, H, K (Hau et al., 2013). SINFONI se mu˚zˇe pouzˇ´ıvat bez adaptivnı´ optiky (AO), v tomto prˇ´ıpadeˇ modul AO slouzˇ´ı jako rele´ pro optiku a prostorove´ rozlisˇenı´ urcˇuje prˇirozeny´ seeing. V takove´m prˇ´ıpadeˇ je doporucˇena´ sˇ´ırˇka rˇezu 250 mas pro zorne´ pole 800 × 800 . Plny´ vy´kon prˇ´ıstroje je ovsˇem vyuzˇit jen v prˇ´ıpadeˇ dostupne´ AO. K zı´skańı´ nejlepsˇ´ı korekce by hveˇzda meˇla mı´t jasnost veˇtsˇ´ı nezˇ R ∼ 11 mag. Nicmeńeˇ, AO mu˚zˇe pracovat (a poskytne mı´rne´ zlepsˇenı´


17

Obra´zek 2.4: Rozsah vlnovyćh de´lek pro cˇtyrˇi mrˇ´ızˇky, ktere´ pouzˇ´ıva´ SINFONI (prˇevzato z (Hau et al., 2013)). kvality dat) i s hveˇzdami slaby´mi azˇ R ∼ 17 mag. V nejlepsˇ´ım prˇ´ıpadeˇ by rˇ´ıdıćı´ (vodıćı´) hveˇzda (guide star) AO meˇla by´t co nejblı´zˇe zkoumane´mu objektu (pokud zkoumany´ objekt nenı´ sama rˇ´ıdıćı´ hveˇzda), obvykle blı´zˇe nezˇ 1000 . V za´vislosti na atmosferickyćh podmıńkaćh je mozˇne´ rˇ´ıdıćı´ hveˇzdu AO vybrat azˇ 3000 daleko, aby AO syste´m sta´le poskytoval mı´rne´ vylepsˇenı´ pozorovańı´ (Hau et al., 2013). Od 79. pozorovacı´ho cyklu („pozorovacı´ perioda“ trvajıćı´ 6 meˇsıću˚ - od dubna do za´rˇ´ı a od rˇ´ıjna do brˇezna), SINFONI pracuje s laserovou rˇ´ıdıćı´ hveˇzdou LGS (Laser Guide Star). Syste´m poskytuje Strehlu˚v pomeˇr (Strehl ratio - http://www.telescope-optics.net/ Strehl.htm) v rozmezı´ 10 − 20% za vy´bornyćh podmıńek. Mu˚zˇe by´t pouzˇita TTS hveˇzda (Tip-Tilt Star) slaba´ azˇ R ≤ 17, s maxima´lnı´ vzda´lenostı´ 1 arcmin od zkoumane´ho zdroje. Od 84. pozorovacı´ho cyklu je zprˇ´ıstupneˇny´ novy´ LGS mo´d bez TTS (nazy´vany´ SE mo´d (Seeing Enhancer mode)). LGS vyzˇaduje cˇistou oblohu a vzdusˇnou hmotu < 1.5 (Hau et al., 2013). Od 93. pozorovacı´ho cyklu je mozˇne´ pouzˇ´ıvat novy´ Pupil-Tracking mo´d pro NGS mo´d, ktery´ umozˇnˇuje pouzˇitı´ spektra´lnı´ u´hloveˇ diferencia´lnı´ zobrazovacı´ techniky (Spectral Angular Differential Imaging) (S-ADI) ke zobrazovańı´/spektroskopie soucˇasneˇ slabyćh doprovodnyćh zdroju˚ okolo objektu˚ s K ≥ 5 mag (Hau et al., 2013).

2.2.1

Spektroskopie cele´ho pole (Integral field spectroscopy) a integra´lnı´ spektrograf SPIFFI

Jednotka integra´lnı´ho pole (IFU-Integral Field Unit) rozdeˇluje zorne´ pole do jednotlivyćh prostorovyćh elementu˚ (nazy´vanyćh spaxels“), ktere´ se pote´ slozˇ´ı do pseudo dlouhe´ ” sˇteˇrbiny nebo sˇteˇrbin a procha´zejı´ skrz standardnı´ spektrometr. SPIFFI IFU je zarˇ´ızenı´ na rozkrojenı´ obra´zku˚, ktery´ pouzˇ´ıva´ se´rii zrcadel k rozlozˇenı´ zorne´ho pole do 32 cˇa´stı´, ktere´ vytva´rˇejı´ jednu pseudo dlouhou sˇteˇrbinu (viz. obra´zek 2.5). Kazˇdy´ rˇez je zobrazen na 64 pixelovy´ detektor. Toto provedenı´ na´m poskytuje cˇtvercovou sı´t’32 × 64 obde´lnı´kovyćh spaxelu˚ (kazˇdy´ s 1/2 × 1 sˇ´ırˇkou rˇezu) (Hau et al., 2013). Spektrometr ma´ spektra´lnı´ rozlisˇenı´ prˇiblizˇneˇ 3000. Jsou mozˇne´ trˇi u´hlove´ stupnice rozlisˇenı´: S vyuzˇitı´m adaptivnı´ optiky je u´hlove´ rozlisˇenı´ prˇi vlnove´ de´lce 2.2µm, 56 mas (mili-u´hlovyćh sekund) v meˇrˇ´ıtku 12.5×25 mas/spaxel. Abychom zı´skali optima´lnı´ vyuzˇitı´ prostorovyćh elementu˚ beˇhem pozorovańı´, ktera´ jsou limitovańa seeingem (a u cˇa´stecˇnyćh oprav atmosferickyćh turbulencı´ se slabou referencˇnı´ hveˇzdou), SPIFFI poskytuje meˇrˇ´ıtka snı´mku˚ 100 mas/pixel a 250 mas/pixel. Kazˇde´ z atmosferickyćh pa´sem J (1.1 − 1.4µm), H (1.45 − 1.85µm) a K (1.95 − 2.45µm) je trˇeba do jedne´ expozice. Kombinovane´ H a K


18

Obra´zek 2.5: Popis fungovańı´ kra´jenı´ snı´mku˚. Zorne´ pole (nahorˇe) je rozkra´jeno do malyćh rˇezu˚, ktere´ jsou rekombinovańy do pseudo dlouhe´ sˇteˇrbiny prˇedtı´m, nezˇ se rozlozˇ´ı. Rozlozˇene´ roviny jsou slozˇeny tak, aby vytvorˇily obra´zek, nebo tak, abychom zı´skali spektrum na jake´koliv pozici uvnitrˇ zorne´ho pole. (prˇevzato z (Hau et al., 2013)).


19

pa´smo (1.45 − 2.45µm) mu˚zˇeme pozorovat s rozlisˇenı´m 1500 (Hau et al., 2013).

Slovnıćˇek pojmu˚ Aktivnı´ optika Aktivnı´ kontrola prima´rnıćh a sekunda´rnıćh zrcadel dalekohledu. Prova´dı´ se pouzˇitı´m rˇ´ıdıćı´ hveˇzdy dalekohledu (telescope guide star). Adaptivnı´ optika Korekce chyb vlnoploch vyvolanyćh turbulencı´ v atmosfe´rˇe. Vlnoplocha je meˇrˇena od rˇ´ıdıćı´ hveˇzdy (bud’ NGS nebo LGS) a korekce jsou poslańy k deformovatelne´mu zrcadlu uvnitrˇ prˇ´ıstroje. Acˇkoliv prˇ´ıstroj mu˚zˇeme pouzˇ´ıvat bez syste´mu aktivnı´ optiky, ktera´ kontroluje prima´rnı´ a sekunda´rnı´ zrcadla, jeho vyuzˇ´ıvańı´m mu˚zˇeme zlepsˇit vy´kon adaptivnı´ optiky. Laser Guide Star, LGS

Umeˇla´ hveˇzda vytvorˇena´ sodı´kovy´m laserem ve vy´sˇce 90 km.

Natural Guide Star, NGS Astronomicky´ objekt pouzˇ´ıvany´ u cyklu AO. Jedna´ se obvykle o hveˇzdu, ale mu˚zˇe to by´t i rozsa´hly´ objekt, pokud poskytuje dostatecˇny´ kontrast (ve viditelnyćh vlnovyćh de´lkaćh) a vejde se do zorne´ho pole vlnoplochy (∼ 2.5 arcsec). Pupil-tracking Mı´sto sledovańı´ oblasti (field-tracking), kde orientace oblohy je pevneˇ dodrzˇovańa beˇhem expozice, v pupil-tracking mo´du je zornice (pupila) dalekohledu (tedy i difrakcˇnı´ paprsky) pevneˇ zafixovańa s ohledem na detektor, zatı´mco obloha rotuje. Tip-Tilt Star, TTS Hveˇzda pouzˇ´ıvana´ v LGS mo´du ke korekci aberace (tip-tild aberrations) (Hau et al., 2013).

Kapitola 3 Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy 3.1

´ vod U

I po 140 letech od sve´ho objevenı´ zu˚sta´vajı´ Wolfovy-Rayetovy (WR) hveˇzdy jednou z nejzajı´maveˇjsˇ´ıch trˇ´ıd hveˇzd (Kanarek et al., 2014). Prvnı´ trˇi prˇ´ıklady WR hveˇzd byly objeveny vizua´lneˇ Wolfem a Rayetem na Parˇ´ızˇske´ observatorˇi v roce 1867 (Beals, 1929). Jejich nejvy´razneˇjsˇ´ım znakem jsou jejich spektra. WR hveˇzdy se vyznacˇujı´ velmi silny´mi a sˇiroky´mi emisnı´mi cˇarami. Veˇtsˇina emisnıćh cˇar vznika´ z dovolenyćh atomovyćh prˇechodu˚ helia, dusı´ku, uhlı´ku a kyslı´ku. Spektrum dane´ hveˇzdy nejvy´razneˇji vykazuje bud’ cˇa´ry helia a dusı´ku nebo cˇa´ry helia, uhlı´ku a kyslı´ku, ktere´ pocha´zejı´ z jejich horkyćh, hustyćh a expandujıćıćh hveˇzdnyćh veˇtru˚, ve fyzika´lneˇ ru˚znyćh vrstvaćh a jsou jen volneˇ sva´zane´ s hveˇzdny´mi parametry. Formovańı´ cˇar vycha´zı´ z oblastı´, ktere´ jsou daleko od termodynamicke´ rovnova´hy, kde by sfe´ricka´ geometrie a prostorove´ nehomogenity meˇly by´t brańy v potaz. Jejich spektra´lnı´ analy´za je mozˇna´ jen s vyuzˇitı´m adekva´tnıćh ko´du˚ non-LTE modelu˚ atmosfe´r. Dostupne´ modely pocˇ´ıtajı´ s veˇtrny´mi nehomogenitami (shluky-clumping) v aproximaci s opticky tenky´mi shluky (Sander et al., 2012; Smith, 1969; van der Hucht, 2003; Conti, 2000; Hamann et al., 2008). Pozici WR hveˇzd na Hertzsprungovu-Russellovu diagramu mu˚zˇeme videˇt na obra´zku 3.1. WR hveˇzdy jsou prˇedposlednı´ vy´vojovou fa´zi hmotnyćh hveˇzd, ktere´ majı´ jasnost pohybujıćı´ se v sˇiroke´ sˇka´le L/L = 104.8−6.2 . Minima´lnı´ hmotnost hveˇzdy potrˇebna´ k dosazˇenı´ WR fa´ze je 37 M pokud nezapocˇ´ıta´va´me rotaci a 22 M po zapocˇ´ıtańı´ rotace (Hamann et al., 2006; Crowther, 1996). WR hveˇzdy jsou vy´borne´ ukazatele neda´vne´ tvorby hveˇzd a jejich pozice v hveˇzdne´m vy´vojove´m rˇeteˇzci je du˚lezˇita´ pro hveˇzdnou astrofyziku a pro teorii supernov. WR fa´ze (poslednıćh neˇkolik 105 let zˇivota hmotne´ hveˇzdy) je charakteristicka´ zurˇivy´mi veˇtry a velky´mi rychlostmi ztra´ty hmoty (Faherty et al., 2014; Kanarek et al., 2014). WR hveˇzdy a i jejich prˇedchu˚dci - OB hveˇzdy - jsou dominantnı´mi zdroji ionizujıćıćh fotonu˚ a prˇispı´vajı´ k chemicke´mu a kineticke´mu obohacenı´ mezihveˇzdne´ho okolı´ (Mauerhan et al., 2012; De Becker and Raucq, 2013; Liermann et al., 2010). Na rozdı´l od O hveˇzd, ktere´ jsou bohate´ na vodı´k, WR hveˇzdy neobsahujı´ vodı´k vu˚bec nebo jen v male´ mı´rˇe (Hamann et al., 2008). Pozorovane´ mnozˇstvı´ WR podtrˇ´ıd jako funkce metalicity poskytuje uzˇitecˇnou testovacı´ pu˚du pro vy´vojove´ modely (Mauerhan et al., 2012). WR hveˇzdy jsou zodpoveˇdne´ za obohacenı´ asi 30% teˇzˇkyćh prvku˚ (Smith, 1991) a jsou – 20 –

Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy

21

Obra´zek 3.1: HR diagram. WR hveˇzdy se nacha´zejı´ v leve´m hornı´m rohu (prˇevzato z http: //inspirehep.net/record/822571/files/HR.png).


22

beˇzˇneˇ zdroje rentgenove´ho za´rˇenı´ (Mauerhan et al., 2012). Vysokoenergeticke´ emise jsou vyvolańy dı´ky formovańı´ nestabilit uvnitrˇ veˇtru˚ nebo ze sra´zˇek mezi protijdoucı´mi veˇtry v dvojhveˇzdaćh (Mauerhan et al., 2011). Pocˇetne´ mnozˇstvı´ rekombinacˇnıćh cˇar v blı´zke´ infracˇervene´ oblasti dovoluje prˇesneˇjsˇ´ı studie WR hveˇzd v infracˇervene´ oblasti nezˇ v opticke´ (Bohannan and Crowther, 1999). Konecˇne´ rychlosti WR hveˇzd mohou by´t zı´skańy z ultrafialovyćh P-Cygni absorpcˇnıćh profilu˚ nebo z infracˇervenyćh He I profilu˚ (Crowther, 1996). Je jasne´, zˇe WR hveˇzdy jsou du˚lezˇite´ k nasˇemu pochopenı´ formovańı´ hveˇzd a procesu zańiku hveˇzd (Faherty et al., 2014).

3.2

Typy WR hveˇzd a jejich klasifikace

Jako takove´ jsou WR hveˇzdy rozdeˇleny do specifickyćh spektroskopickyćh kategoriı´ zalozˇenyćh na sı´le dominantnı´ emisnı´ cˇa´rˇe prvku˚ reprezentujıćıćh urcˇitou vy´vojovou fa´zi: od na dusı´k bohatyćh (podtrˇ´ıda WN - emisnı´ cˇa´ry N III, N V a ru˚zne´ He II cˇa´ry) k uhlı´koveˇ bohaty´m (podtrˇ´ıda WC - emisnı´ cˇa´ry C III, C IV, O V a ru˚zne´ He II cˇa´ry) a konecˇneˇ na kyslı´k bohatyćh (podtrˇ´ıda WO; acˇkoliv se da´ rˇ´ıci, zˇe je to jen zˇhaveˇjsˇ´ı fa´ze WC). Tyto podtrˇ´ıdy sledujı´ evolucˇnı´ posloupnost: WN → WC → WO. Po WN fa´zi majı´ vsˇechny WR hveˇzdy nedostatek vodı´ku (Faherty et al., 2014; Mauerhan et al., 2011; Sander et al., 2014; Figer et al., 1997). WN a WC hveˇzdy majı´ produkty CNO cyklu a 3α procesu, a je tu prova´zanost fyzika´lnıćh a chemickyćh vlastnostı´ mezi O veleobry a WN podtypy (Crowther, 2008). WR hveˇzdy zˇijı´ typicky neˇkolik 105 let, tj. 10% zˇivota O fa´ze na hlavnı´ posloupnosti (Crowther, 2008). Vsˇechny podtrˇ´ıdy jsou da´le deˇleny do posloupnosti podtypu˚, ktere´ jsou definovane´ ekvivalentnı´ sˇ´ırˇkou nebo pomeˇrem intenzit (peak ratio) urcˇityćh emisnıćh cˇar (Sander et al., 2014) (viz.tabulka 3.1). Teploty WR hveˇzd jsou odvozeny od cˇar ze sousednıćh ionizacˇnıćh fa´zı´ helia nebo dusı´ku u WN hveˇzd anebo cˇar uhlı´ku u WC hveˇzd. Teploty se pohybujı´ od 30kK mezi nejpozdeˇjsˇ´ımi podtypy do 40kK u WN8 a blı´zˇ´ı se 100kK pro cˇasne´ WN hveˇzdy. Poslednı´ studie u WC hveˇzd uka´zaly teploty 50kK u WC9 hveˇzd, stoupajıćı´ k 70kK u WC8 a veˇtsˇ´ı jak 100kK pro rane´ typy WC hveˇzd a WO hveˇzd (Crowther, 2008). Nenı´ velmi jasne´ jake´ rozpeˇtı´ pocˇa´tecˇnıćh hmotnostı´ vede k ru˚zny´m druhu˚m WR hveˇzd a jak to za´visı´ na galakticke´m prostrˇedı´ a zastoupenı´ kovu˚ (metaliciteˇ) (Sander et al., 2014).

3.2.1

WN hveˇzdy

WN hveˇzdy tvorˇ´ı nejjasneˇjsˇ´ı a nejmladsˇ´ı skupinu mezi populacemi WR hveˇzd (jak naprˇ. ve Velke´m Magellanoveˇ mracˇnu (LMC) tak v Mlećˇne´ dra´ze (MW)) (Sander et al., 2014; Smith, 1969). Deˇlı´ se da´le na podtypy WN2 azˇ WN11 (viz. tabulka 3.1), kde vıće ionizovane´ WN2 azˇ WN6 jsou zna´my jako „raneˇjsˇ´ı“ WN (WNE) hveˇzdy a meńeˇ ionizovane´ WN7 azˇ WN11 hveˇzdy jsou zna´me´ jako „pozdeˇjsˇ´ı“ WN (WNL) hveˇzdy. WN7 je neˇco mezi, acˇkoliv se cˇasto rˇadı´ mezi pozdnı´ podtypy. Ve vsˇech galaxiıćh, kde byly populace WR hveˇzd studovańy (MW, LMC, SMC, M31), jsou velmi pozdnı´ podtypy WN10 a WN11 velmi


Tabulka 3.1: Sche´ma klasifikace WR hveˇzd (prˇevzato z (van der Hucht, 2001)).

23


24

vzaćne´. Chladneˇjsˇ´ı, pozdnı´ a velmi jasne´ (aritmeticky´ pru˚meˇr log L/L je 6.22 ± 0.20) WNL podtypy obvykle obsahujı´ cˇa´st vodı´ku ve svyćh atmosfe´raćh, zatı´mco zˇhaveˇjsˇ´ı, raneˇjsˇ´ı WNE podtypy a meńeˇ jasne´ (log L/L = 5.5) jsou bez vodı´ku. Hmotnost WN hveˇzd se pohybuje od 10 do 83M . V poslednıćh letech se WN hveˇzdy bohate´ na vodı´k neˇkdy oznacˇujı´ jako WNh (Sander et al., 2014; Liermann et al., 2010; Crowther, 2008; Sander et al., 2012; Hamann et al., 2006; Sander et al., 2014). Vodı´k galaktickyćh WN hveˇzd je tedy u pozdeˇjsˇ´ıch WN podtypu˚ zastoupen v male´ mı´rˇe a raneˇjsˇ´ı typy jsou bez vodı´ku. Strˇednı´ typy WN hveˇzd v Mlećˇne´ dra´ze jsou vsˇeobecneˇ bohate´ na vodı´k (vzhledem ke Slunci je to ale stejneˇ velmi ma´lo). Tento trend prˇesta´va´ ale platit v prostrˇedı´, kde zastoupenı´ kovu˚ je velmi nı´zke´ jako naprˇ´ıklad v Magellanovyćh mracˇnech, zejmeńa v Male´m Magellanoveˇ mracˇnu (SMC) (Crowther, 2008). Pozice WNL hveˇzd na HR diagramu (viz. obra´zek 3.2) ukazuje, zˇe tyto hveˇzdy nemusı´ by´t ve fa´zi spalovańı´ helia tradicˇneˇ ocˇeka´vane´ pro vsˇechny WR hveˇzdy. Mohou to by´t prosteˇ jen hveˇzdy s horˇ´ıcı´m vodı´kem v ja´drˇe s velkou hmotnostı´ a rychlostı´ ztra´ty hmoty, cozˇ z nich deˇla´ urcˇity´ druh rozsˇ´ırˇenı´ hveˇzdy typu O na konci hlavnı´ posloupnosti s vysokou hmotnostı´ (high-mass end). Neˇkdy se tedy nepovazˇujı´ za prave´ WR hveˇzdy (Sander et al., 2012).

Obra´zek 3.2: Pozice WNL a WNE hveˇzd v HR diagramu (prˇevzato z (Hamann et al., 2008)). Domeńy dvou spektra´lnıćh podtrˇ´ıd (WNL a WNE) jsou viditelneˇ oddeˇleny vodı´kovou posloupnostı´ nulove´ho sta´rˇ´ı (ZAMS). Zatı´mco WNL hveˇzdy lezˇ´ı k chladneˇjsˇ´ı straneˇ ZAMS a spalujı´ sta´le vodı´k v ja´drˇe, kdyzˇ se uka´zˇ´ı jako WNL podtyp, WNE hveˇzdy oby´vajı´ oblast mezi vodı´kovou ZAMS a heliovou hlavnı´ posloupnostı´ (He-ZAMS) (leva´ cˇa´st od vodı´kove´


25

posloupnosti nulove´ho sta´rˇ´ı). Tyto hveˇzdy spalujı´ helium a z tohoto du˚vodu majı´ vysoky´ pomeˇr L/M a to je umist’uje blı´zˇe k Eddingtonoveˇ hranici Hamann et al. (2006, 2008). Komplikace u WR hveˇzd klasifikace nasta´vajı´ pro WN hveˇzdy s podstatneˇ slaby´mi emisnı´mi cˇarami, naprˇ´ıklad HD 93121 (WN6ha) ma´ He II 4686 ˚A emisi ekvivalentnı´ sˇ´ırˇky, ktera´ je rˇa´doveˇ o magnitudu mensˇ´ı nezˇ ta pozorovana´ v jinyćh WN6 hveˇzdaćh, oznacˇenı´ ha ukazuje, zˇe vodı´k je jak v absorpci tak v emisi. Ze standardnı´ho spektroskopicke´ho hlediska, takove´ hveˇzdy jsou strˇednı´ azˇ pozdnı´ WN spektra´lnı´ klasifikace. Nicmeńeˇ, jejich vzhled vıće prˇipomıńa´ Of hveˇzdy nezˇ klasicke´ WN hveˇzdy (existuje zde urcˇita´ prova´zanost vlastnostı´ mezi norma´lnı´mi O hveˇzdami a neˇktery´mi WN hveˇzdami). Veˇrˇ´ı se, zˇe takove´ hveˇzdy jsou masivnı´ O hveˇzdy s relativneˇ silny´m hveˇzdny´m veˇtrem a spı´sˇe raneˇjsˇ´ı vy´vojovou fa´zi nezˇ vyspeˇlejsˇ´ı, klasicke´ WN hveˇzdy spalujıćı´ helium (Crowther, 2008). WN/WC hveˇzdy WN/WC hveˇzdy majı´ spektra´lnı´ podobu a chemicke´ slozˇenı´ analogicke´ WN hveˇzda´m bez vodı´ku, ale se zvy´sˇeny´mi stopami uhlı´ku. WN/WC hveˇzdy mohou reprezentovat standardnı´ vy´vojovy´ prˇechod mezi WNE a WC fa´zı´, prˇ´ıpadneˇ zvy´sˇene´ mnozˇstvı´ uhlı´ku ve WN/WC hveˇzdaćh mu˚zˇe pocha´zet ze zı´skane´ho materia´lu v urcˇityćh WNE hveˇzdaćh majıćıćh specia´lnı´ procesy promıćhańı´. Zda´ se, zˇe hmotne´ hveˇzdy nevstupujı´ do WNE a WC fa´ze po jejich WNL fa´zi, ale explodujı´ rovnou jako supernovy (Sander et al., 2011).

3.2.2

WC a WO hveˇzdy

WC hveˇzdy prˇedstavujı´ pozdeˇjsˇ´ı vy´vojovou fa´zi hmotnyćh hveˇzd se silny´mi emisnı´mi cˇarami helia, uhlı´ku a kyslı´ku, ktere´ ztratily sve´ vneˇjsˇ´ı slupky vodı´ku. Takove´ hveˇzdy jsou slozˇeny z velke´ho konvektivnı´ho ja´dra spalujıćı´ho helium a relativneˇ male´ za´rˇive´ oba´lky. Ocˇeka´va´ se, zˇe jsou chemicky homogennı´, protozˇe cˇasova´ sˇka´la pro odstranˇovańı´ oba´lky je kratsˇ´ı nezˇ korespondujıćı´ cˇasova´ sˇka´la pro spalovańı´ helia (Grafener et al., 1998; Sander et al., 2011). WC hveˇzdy jsou mnohem vıće kompaktnı´ skupinou s podtypy WC4-6 (vıće ionizovane´), ktere´ se nazy´vajı´ „rane´“ (WCE) anebo s podtypy WC7-9 (meńeˇ ionizovane´), ktere´ se nazy´vajı´ „pozdnı´“ (WCL). Vzaćne´ WO hveˇzdy bohate´ na kyslı´k rozsˇirˇujı´ vysˇsˇ´ı ionizacˇnı´ rozsˇ´ırˇenı´ WCE posloupnosti, ukazujıćı´ silne´ O VI 3811 − 34 ˚A emise (Crowther, 2008). WC9 hveˇzdy jsou charakterizovańy prˇ´ıtomnostı´ silnyćh C II cˇar a jsou mnohem chladneˇjsˇ´ı nezˇ jine´ WC typy (Sander et al., 2012). V Hertzsprungovu-Russellovu diagramu (HR diagramu) (viz. obra´zek 3.3) lezˇ´ı WC hveˇzdy mezi vodı´kovou a heliovou posloupnostı´ nulove´ho sta´rˇ´ı, majı´ jasnosti L od 104,9 azˇ 105,6 L . Rychlost ztra´ty hmoty za´visı´ velmi u´zce na L0,8 (Sander et al., 2012). WC skupina hveˇzd je na leve´, teplejsˇ´ı cˇa´sti ZAMS. WO hveˇzdy jsou jesˇteˇ mnohem zˇhaveˇjsˇ´ı nezˇ by hveˇzdy na heliove´ hlavnı´ posloupnosti nulove´ho sta´rˇ´ı meˇly by´t (Sander et al., 2012). Aby hveˇzda vstoupila do WC fa´ze potrˇebuje pocˇa´tecˇnı´ hmotnost kolem 25M . WC hveˇzdy pocha´zejı´ jen z hveˇzd se strˇednı´ pocˇa´tecˇnı´ hmotnostı´ mezi 20M a 40M nebo mozˇna´ i 50M (Sander et al., 2011). Toto naznacˇuje, zˇe jsou potomky post-RSG (Red Super Giant) nebo - pro veˇtsˇ´ı hmotnosti - LBV (Luminous Blue Variables) hveˇzd, ktere´ ztratily dostatecˇne´ mnozˇstvı´ sve´ vodı´kove´ oba´lky a rovnou vstoupily do fa´ze WNE prˇedtı´m, nezˇ se


26

Obra´zek 3.3: Pozice WC a WN hveˇzd v HR diagramu (prˇevzato z (Sander et al., 2012)). nakonec stanou WC hveˇzdami (Sander et al., 2012). Hveˇzdy s vysˇsˇ´ı pocˇa´tecˇnı´ hmotnosti nemusı´ by´t schopny se kompletneˇ zbavit svyćh vodı´kovyćh slupek a explodujı´ uzˇ beˇhem sve´ - na vodı´k bohate´ - WNL fa´ze nebo LBV fa´ze (Sander et al., 2011). Pozdeˇjsˇ´ı WC hveˇzdy jsou obecneˇ spojovańy s terma´lnı´ emisı´ z horke´ho mezihveˇzdne´ho prachu (T ∼ 500 − 1000K), ktery´ doplnˇuje volneˇ-volnou emisi produkovanou hveˇzdny´m veˇtrem (Mauerhan et al., 2011). Prach, ktery´ se tvorˇ´ı kolem WC hveˇzdy, mu˚zˇe by´t detekovań na kratsˇ´ıch vlnovyćh de´lkaćh, kde je mnohem vy´razneˇjsˇ´ı nebo v jejich blı´zke´ a strˇednı´ infracˇervene´ oblasti. Formovańı´ prachu u WR hveˇzd potrˇebuje prˇ´ıtomnost OB spolecˇnı´ka (WC hveˇzdy ve Westerlund 1 jsou dvojhveˇzdy) (Crowther et al., 2006). Samotne´ WC hveˇzdy vykazujı´ promeˇnnost, ktera´ se zvysˇuje se snizˇujıćı´m se podtypem (van der Hucht et al., 1981). Uvazˇuje se i, zˇe WC hveˇzdy obecneˇ nepocha´zejı´ z hmotnyćh hveˇzd, ale WO hveˇzdy mohou mı´t pu˚vod z prˇedchu˚dcu˚, kterˇ´ı byli hmotneˇjsˇ´ı nezˇ 45M (Sander et al., 2012). Oproti WC hveˇzda´m, kyslı´kove´ emisnı´ cˇa´ry jsou znacˇneˇ silneˇjsˇ´ı ve spektrech WO hveˇzd, vcˇetneˇ O VI emisnı´ cˇa´ry na 3811 − 3834 ˚A (Sander et al., 2014). Prˇijatelne´ krite´rium k oddeˇlenı´ WO hveˇzd od WC je, jak se zda´ by´t, absence C III λ 5696 ˚A. Bez te´to cˇa´ry krite´ria pro WC prˇesta´vajı´ platit a WO diagnostiky, za´visejıćı´ na cˇaraćh kyslı´ku, velmi snadno prˇevla´dajı´. Hranice mezi WO podtypy byly vybrańy tak, aby korespondovaly s prˇ´ıtomnostı´ nebo absencı´ jinyćh ionizacˇnıćh fa´zı´ kyslı´ku (Crowther et al., 1998).


3.3

27

WR hveˇzdy ve hveˇzdne´m vy´voji

Vy´voj hmotnyćh hveˇzd za´visı´ silneˇ na okolnı´m prostrˇedı´. Studie hmotnyćh hveˇzd, v ru˚znyćh prostrˇedı´ s rozdı´lny´m obsahem kovu˚, by meˇly umozˇnit prˇ´ıme´ porovnańı´ s vy´vojovyćh teoriı´ a teoriı´ o veˇtru pohańeˇne´m za´rˇenı´m. Prˇi nı´zke´ metaliciteˇ se formovańı´ WR hveˇzd omezuje na vysˇsˇ´ı pocˇa´tecˇnı´ hmotnosti a vysˇsˇ´ı jasnosti prˇedchu˚dcu˚. Dı´ky vysˇsˇ´ı rychlosti ztra´ty hmoty se zˇivotnost WR hveˇzd snizˇuje (Crowther and Smith, 1997; Hainich et al., 2014). Dalsˇ´ım faktorem, ktery´ snizˇuje minimum pocˇa´tecˇnı´ hmotnosti potrˇebne´ k formovańı´ WR hveˇzd, je rychlejsˇ´ı rotace hveˇzdy. Tento fakt take´ zvysˇuje zˇivotnost WR fa´ze a to hlavneˇ dı´ky vıće efektivnı´mu vnitrˇnı´mu promıćha´vańı´ (Hainich et al., 2014). U rychle rotujıćıćh WR hveˇzd se prˇedpokla´da´, zˇe jsou prˇedchu˚dci supernov typu Ib a Ic a zdroju˚ dlouhotrvajıćıćh gama za´blesku˚ (gamma-ray burst - GRB), obzvla´sˇteˇ v prostrˇedı´ s nı´zky´m zastoupenı´m kovu˚ (nı´zkou metalicitou) (Faherty et al., 2014; De Becker and Raucq, 2013). Detaily jejich vy´voje nebyly jesˇteˇ dostatecˇneˇ stanoveny a jejich fyzika nenı´ jesˇteˇ dostatecˇneˇ pochopena (Hamann et al., 2006). Hveˇzdny´ vy´voj v Mlećˇne´ dra´ze: pro hveˇzdy hmotneˇjsˇ´ı nezˇ 75M je O → WN(bohate´ na vodı´k) → LBV → WN(chude´ na vodı´k) → WC → SN Ic, pro pocˇa´tecˇnı´ hmotnosti od 40 do 75M je O → LBV → WN(chude´ na vodı´k) → WC → SN Ic a pro hveˇzdy s pocˇa´tecˇnı´ hmotnostı´ v rozmezı´ od 25 do 40M je O → LBV/RSG → WN(chude´ na vodı´k) → SN Ib (role LBV fa´ze jesˇteˇ nenı´ ujasneˇna) (Crowther, 2008). Podle Sander et al. (2012) probı´ha´ vy´voj WN a WC hveˇzd dle tabulky 3.2).

Tabulka 3.2: Sceńa´rˇe pro vy´voj WN a WC hveˇzd na za´kladeˇ jejich analy´zy (prˇevzato z Sander et al. (2012)). Neˇktere´ vy´vojove´ sceńa´rˇe prˇedpokla´dajı´, zˇe nejhmotneˇjsˇ´ı z WR hveˇzd projdou fa´zı´ LBV a WNL fa´ze mu˚zˇe prˇedcha´zet LBV fa´zi, zatı´mco jine´ vy´vojove´ cesty pro hveˇzdy s pocˇa´tecˇnı´ hmotnostı´ > 90M prˇeskakujı´ LBV fa´zi kompletneˇ (Liermann et al., 2010).

3.4

Vy´skyt

Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy mu˚zˇeme najı´t v Mlećˇne´ dra´ze (naprˇ. hveˇzdokupy Arches, Westerlund I a II, Quintuplet a Galakticke´ centrum), ve Velke´m Magellanoveˇ mracˇnu, v Male´m Magelanoveˇ mracˇnu, v galaxiıćh M81, M83 (Crowther et al., 2006). WR hveˇzdy v Mlećˇne´ dra´ze (Milky Way - MW) se koncentrujı´ blı´zˇe galakticke´mu centru (viz. obra´zek 3.4), blı´zko vnitrˇnıćh okraju˚ loka´lnıćh spira´lnıćh na´znaku˚ ramen


28

v prostrˇedı´ molekulovyćh mracˇen v Galakticke´ rovineˇ (Smith, 1968; Faherty et al., 2014). Nejnoveˇjsˇ´ı vy´sledky ukazujı´, zˇe celkovy´ pocˇet zna´myćh Galaktickyćh WR hveˇzd je 476, cozˇ je ∼ 7% − 8% z celkoveˇ ocˇeka´vane´ho pocˇtu populace v Galaxii, odhad je kolem 6000 azˇ 6500 objektu˚ (Mauerhan et al., 2011). Velka´ cˇa´st galaktickyćh WR hveˇzd lezˇ´ı v oblastech s vysokou nepru˚hlednostı´ v opticke´ cˇa´sti spektra. Nasˇteˇstı´ infracˇervena´ pozorovańı´ majı´ schopnost odhalit WR hveˇzdy v takove´m prostrˇedı´. Velka´ populace zahalenyćh WR hveˇzd byla objevena v oblastech Galakticke´ho centra a ve zvla´sˇtnıćh hveˇzdokupaćh jako je Westerlund I (Mauerhan et al., 2011).

Obra´zek 3.4: Rozlozˇenı´ potvrzenyćh WR hveˇzd promı´tnute´ do roviny Galaxie (prˇevzato z Kanarek et al. (2014)). WR populace ve Velke´m Magellanoveˇ mracˇnu (Large Magellanic Cloud - LMC) cˇ´ıta´ 134 hveˇzd (108 WN hveˇzd, jen 24 WC hveˇzd a k tomu 2 WO hveˇzdy). Oproti nasˇ´ı Galaxii se slozˇenı´ WR populace v LMC velmi lisˇ´ı. Pomeˇr WN ku WC se blı´zˇ´ı jedne´ v Mlećˇne´ dra´ze (Hainich et al., 2014). Nejjasneˇjsˇ´ımi WN hveˇzdami v LMC jsou veˇtsˇinou raneˇjsˇ´ı podtypy WNE nebo Of/WN, zatı´mco v nasˇ´ı Galaxii to jsou WNL podtypy (Hainich et al., 2014). V Male´m Magellanoveˇ mracˇnu (SMC) je jen nepatrne´ mnozˇstvı´ WR hveˇzd (11) (Foellmi et al., 2003).


29

Na kovy bohata´ galaxie M83 obsahuje velke´ mnozˇstvı´ WR hveˇzd - okolo 1000 detekovanyćh. V NGC 1313 s nı´zkou metalicitou bylo detekovańo 100 WR hveˇzd (Hadfield and Crowther, 2008). Nalezene´ a prˇedpokla´dane´ pocˇty WR hveˇzd v urcˇityćh galaxiıćh jsou v tabulce 3.3.

Tabulka 3.3: Nalezene´ a prˇedpokla´dane´ pocˇty WR hveˇzd z loka´lnı´ skupiny galaxiı´ (prˇevzato z Shara et al. (2012b)).

3.5 3.5.1

Vybrane´ vlastnosti WR hveˇzd Hveˇzdny´ vı´tr a ztra´ta hmoty

Veˇtry Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzd na´m mohou poskytnout cenne´ informace o strukturˇe a vy´vojove´ fa´zi teˇchto hveˇzd. Jsou nehomogennı´ tj. majı´ strukturu shluku˚ a majı´ konecˇnou rychlost v rozmezı´ v(∞) ∼ 400 − 5000 km/s. Povaha a struktura veˇtrnyćh shluku˚ jesˇteˇ nenı´ dostatecˇneˇ pochopena a teoreticke´ modely atmosfe´r mohou by´t na hony vzda´lene´ od reality. Spolehlive´ odhady zastoupenı´ vodı´ku ku heliu ve vneˇjsˇ´ıch slupkaćh veˇtru˚ jsou hodneˇ du˚lezˇite´ pro pochopenı´ vy´vojove´ho postavenı´ teˇchto hveˇzd (Nugis et al., 2008; van der Hucht, 2003). Pozorovańı´ ukazuje, zˇe rychlost veˇtru je mensˇ´ı u pozdeˇjsˇ´ıch podtypu˚ WR hveˇzd nezˇ u teˇch raneˇjsˇ´ıch podtypu˚. Veˇtry WR hveˇzd mohou by´t pozorovańy v infracˇervenyćh, milimetrovyćh a radiovyćh oblastech vlnovyćh de´lek dı´ky excesu (volneˇ-volnyćh elektronu˚) v kontinuu, ktery´ je zpu˚sobeny´ hveˇzdny´m veˇtrem nebo skrz ultrafialove´, opticke´ nebo blı´zke´ infracˇervene´ emisnı´ cˇa´ry (Crowther, 2008). Nejcharakteristicˇteˇjsˇ´ı vlastnostı´ WR hveˇzd je jejich silna´ ztra´ta hmoty. Rychlost ztra´ty hmoty WR hveˇzd je klıćˇova´ slozˇka pro ru˚zne´ astrofyzika´lnı´ modely, naprˇ. hveˇzdny´ vy´voj nebo galakticky´ vy´voj a vliv tohoto vy´voje na okolnı´ prostrˇedı´ (Hainich et al., 2014; Hamann et al., 2006). Obrovske´ obohacenı´ nuklea´rnı´m materia´lem je jednı´m z hlavnıćh motoru˚ chemicke´ evoluce hveˇzdokup a galaxiı´ hostujıćıćh WR hveˇzdy. Pro evoluci WR hveˇzd mu˚zˇe by´t ztra´ta hmoty mnohem du˚lezˇiteˇjsˇ´ı nezˇ spalovańı´ nuklea´rnı´ho paliva (Hainich et al., 2014). Spektroskopicky zjisˇteˇna´ rychlost ztra´ty hmoty v Mlećˇne´ dra´ze u WN hveˇzd je v rozmezı´ od 10−5,6 do 10−4,4 M /rok a u WNL hveˇzd je dostatecˇneˇ neza´visla´ na jasnosti.


30

Galakticke´ WC hveˇzdy zaplnˇujı´ mnohem uzˇsˇ´ı rozsah rychlostı´ ztra´ty hmoty, od 10−5,0 do 10−4,4 M /rok (Crowther, 2008; Crowther et al., 1995). Rychlost ztra´ty hmoty WR hveˇzd je o dva rˇa´dy magnitudy veˇtsˇ´ı nezˇ u O hveˇzd s podobnou za´rˇivostı´ (Smith, 1991).

3.5.2

Mlhovina

Odhaduje se, zˇe jen asi 1/4 ze zhruba 300 galaktickyćh WR hveˇzd, ma´ prstencovou mlhovinu. Ta je prˇipisovańa rychle´mu veˇtru Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzd, ktery´ si ora´ cestu skrz pozu˚statky slabe´ho veˇtru, ktery´ byl vyvrzˇen z hveˇzdy, kdyzˇ byla ve sta´diu veleobra. Vı´tr stlacˇuje materia´l ze superobra do slupky s vysokou hustotou. Ne vsˇechny WR hveˇzdy projdou skrz fa´zi veleobra a 40

3.5.3

Exces

WR hveˇzdy jsou vy´znamny´mi zdroji infracˇervene´ho excesu. Tento exces je vy´sledkem volneˇ-volne´ emise elektronu rozpty´lene´ho sra´zˇkami s ionty helia ve vneˇjsˇ´ıch cˇa´stech hustyćh veˇtru˚. Sˇiroke´ emisnı´ cˇa´ry a terma´lnı´ emise z horke´ho prachu u WC hveˇzd mu˚zˇe prˇispeˇt k dalsˇ´ımu excesu (Mauerhan et al., 2011, 2012).

3.5.4

Metalicita

Jelikozˇ jsou veˇtry horkyćh hveˇzd hnańy za´rˇenı´m, rychlost ztra´ty hmoty je za´visla´ na obsahu kovu˚ (metaliciteˇ) Z podle vzorce M˙ ∝ Z 1/2 . Minima´lnı´ hmotnost ke zformovańı´ jedne´ WR hveˇzdy rychle stoupa´, jak se Z snizˇuje. Tento hmotnostnı´ limit je u nasˇ´ı Galaxie odhadnut na 25M , u LMC na 35M a 45M u SMC (Foellmi et al., 2003). Vysˇsˇ´ı Z (metalicita) vede k efektivneˇjsˇ´ı ztra´teˇ hmoty velmi silny´mi veˇtry, ktere´ rychleji odhalujı´ hlubsˇ´ı cˇa´sti hmotnyćh hveˇzd (Shara et al., 2012a; Kanarek et al., 2014). Je zna´mo, zˇe ekvivalentnı´ sˇ´ırˇky a FWHM (Full width at half maximum) emisnıćh cˇar ve spektrech WR hveˇzd vykazujı´ jasnou za´vislost na obsahu kovu˚ (metaliciteˇ) (Schmutz et al., 1999).

3.5.5

Bina´rnı´ syste´my

Masivnı´ hveˇzdy jako jsou WR hveˇzdy se veˇtsˇinou nacha´zejı´ v dvojhveˇzdne´m syste´mu. Jejich spolecˇnı´kem by´va´ hveˇzda typu O. Cˇasto se sta´va´, zˇe dominuje ve spektru dvojhveˇzdy. Indika´torem slozˇene´ho spektra z dvojhveˇzdy je takzvane´ „rozrˇedeˇnı´“ emisnıćh cˇar. V syste´mu, kde se nacha´zı´ WR hveˇzda a jedna nebo vıće slozˇek (bez vy´raznyćh emisnıćh cˇar), se kontinua vsˇech hveˇzd secˇtou a emisnı´ cˇa´ry pocha´zejıćı´ jen z WR slozˇky se zvy´raznı´. V normalizovane´m spektru vypadajı´ emisnı´ cˇa´ry znacˇneˇ slabsˇ´ı ve srovnańı´ se samotnou WR hveˇzdou stejne´ho podtypu. Nutna´ podmıńka dvojhveˇzdne´ho syste´mu je zalozˇena na prˇedpokladu, zˇe hveˇzdy stejne´ho podtypu majı´ podobneˇ silne´ emisnı´ cˇa´ry. Absence rozrˇedeˇnı´ ukazuje, zˇe hveˇzda alesponˇ nema´ jasne´ho spolecˇnı´ka. Krite´rium rozrˇedeˇnı´ je dobry´m ukazatelem dvojhveˇzd s WC slozˇkou (Sander et al., 2014, 2012).


31

WC podtypy ve dvojhveˇzdaćh jsou typicky zdroje rentgenove´ho za´rˇenı´, pokud jsou osamocene´, nelze je detekovat, pravdeˇpodobneˇ dı´ky vysoke´ opaciteˇ WC veˇtru˚ k meˇkcˇ´ımu rentgenove´mu za´rˇenı´ (Mauerhan et al., 2011).

3.5.6

Neterma´lnı´ emise

WR hveˇzdy produkujı´ mnoho fotonu˚ v kontinuu, ktere´ nemohou by´t popsańy pomocı´ za´rˇenı´ cˇerne´ho teˇlesa. Neˇkolik WR hveˇzd ma´ vlastnosti radiove´ emise, ktera´ se projevuje vysokou teplotou jasu (∼ 106 − 107 K) hveˇzdy a spektra´lnı´mi indexy mensˇ´ımi nezˇ +0.6 a variacemi v cˇasovyćh meˇrˇ´ıtkaćh jednoho dne. Tyto vlastnosti jsou charakteristicke´ pro neterma´lnı´ synchrotronovou emisi a vysoko energeticke´ jevy ve hveˇzdnyćh veˇtrech. Pro prˇ´ıtomnost synchrotronove´ emise je zapotrˇebı´ populace relativistickyćh fotonu˚. Zrychlenı´ volnyćh elektronu˚ je sˇiroce prˇipisovańo prvnı´mu rˇa´du Fermiho zrychlenı´ nestabilit uvnitrˇ hveˇzdnyćh veˇtru˚. Pokud je hveˇzdny´ vı´tr opticky tlusty´, neterma´lnı´ emise neprˇispı´va´ k celkove´mu toku a spektra´lnı´ index bude stejny´ jako ten, ktery´ ma´ terma´lnı´ emise hveˇzdne´ho veˇtru (tj. +0.6 nebo vysˇsˇ´ı). V prˇ´ıpadech, kde relativnı´ neterma´lnı´ a terma´lnı´ jasnosti jsou si podobne´, spektra´lnı´ index spadne neˇkam mezi terma´lnı´ a neterma´lnı´ hodnoty - tato spektra se nazy´vajı´ „slozˇena´“ (Dougherty and Williams, 2000). Podle Walder et al. (2012) neterma´lnı´ radio emise, dı´ky synchrotronove´mu za´rˇenı´, naznacˇuje prˇ´ıtomnost magneticke´ho pole Mnoho WR hveˇzd vykazujıćıćh neterma´lnı´ emisı´ jsou dlouhoperiodicke´ dvojhveˇzdy.

Kapitola 4 Redukce dat Redukce dat ze spektrografu˚ CRIRES a SINFONI probı´hala bud’ pomocı´ programu Gasgano, nebo pomocı´ pogramu EsoRex (za´lezˇ´ı na uzˇivateli, ktery´ z nich se pouzˇije, jestli chce pracovat pomocı´ prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku s programem EsoRex nebo v graficke´m prostrˇedı´ s programem Gasgano). Oba dva jsou soucˇa´stı´ balı´ku˚ pro redukci dat z veˇtsˇiny zarˇ´ızenı´ nacha´zejıćıćh v ESO a byly vytvorˇeny prˇesneˇ na mı´ru pro praći s teˇmito daty, tudı´zˇ je nelze pouzˇ´ıt na redukci dat z jinyćh observatorˇ´ı.

4.1

Gasgano

Gasgano je organiza´tor souboru˚ s daty, vyvinuty´ a udrzˇovany´ ESO, aby pomohl uzˇivatelske´ komuniteˇ spravovat a organizovat astronomicka´ data, ktera´ produkujı´ a pozorujı´ VLT vyhovujıćı´ dalekohledy. Na´stroj taky podporuje FITS soubory, ktere´ nejsou generovańy teˇmito dalekohledy, ale jen s omezenou funkcˇnostı´ (Klein Gebbinck et al., 2007). Gasgano umozˇnˇuje • Sdruzˇovańı´ a trˇ´ıdeˇnı´ dat: Gasgano seskupuje soubory nacha´zejıćı´ se ve urcˇityćh adresa´rˇ´ıch automaticky do stromove´ struktury zalozˇene´ na za´kladeˇ identifikace programu a identifikace pozorovańı´. • Klasifikaci dat: Gasgano automaticky prˇirˇazuje klasifikacˇnı´ hlavicˇku ke vsˇem FITS souboru˚m (naprˇ. BIAS, DARK, SCIENCE atd.). • Procha´zenı´ a filtrovańı´ dat. • Prohlı´zˇenı´ a hledańı´ dat. • Manipulaci s daty. Pouzˇ´ıvańı´ Gasgana Gasgano se spousˇtı´ z prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku pomocı´ prˇ´ıkazu: • gasgano & – 32 –

Kapitola 4. Redukce dat

33

Objevı´ se hlavnı´ okno Gasgana (viz. obra´zek 4.1) a odtud uzˇ mu˚zˇeme zacˇ´ıt redukci dat pomocı´ receptu˚, ktera´ je podrobneˇ probrańa v podkapitole Redukovańı´ CRIRES (4.3) (Klein Gebbinck et al., 2007).

Obra´zek 4.1: Hlavnı´ panel Gasgana po nacˇtenı´ dat (prˇevzato z (Klein Gebbinck et al., 2007)).

4.2

EsoRex

EsoRex je na´stroj vyuzˇ´ıvajıćı´ prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku ke spusˇteˇnı´ pipeline receptu˚ (spousˇtı´ se stejny´m zpu˚sobem jako Gasgano, zˇe do prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku napı´sˇeme esorex). Uzˇivatel si jej mu˚zˇe vlozˇit do skriptu˚ pro redukci dat, aby se automatizovalo zpracovańı´ jednotlivyćh u´loh v programu. EsoRex nenabı´zı´ vsˇechny na´stroje dostupne´ v programu Gasgano a uzˇivatel musı´ zarˇadit a asociovat data za pomocı´ informacı´ obsazˇenyćh ve FITS hlavicˇce (header keywords). Uzˇivatel se take´ musı´ postarat o definovańı´ vstupnıćh dat neboli setof-frames a odpovı´dajıćıćh konfiguracˇnıćh parametru˚ pro jednotlive´ recepty (Modigliani et al., 2013) The set-of-frames: Kazˇdy´ pipeline recept beˇzˇ´ı na za´kladeˇ sady vstupnıćh FITS souboru˚. V prˇ´ıpadeˇ pouzˇ´ıvańı´ programu EsoRex, musı´ by´t jmeńa souboru˚ uvedena spolecˇneˇ se svojı´ DO kategoriı´ (uvedena´ DO kategorie je oznacˇenı´ prˇirˇazene´ k libovolny´m typu˚m dat pote´, co byla klasifikovańa, cozˇ je pote´ vyuzˇito k identifikaci dat uvedenyćh v set-of-frames) v ASCII souboru nazy´vane´m set-of-frames (SOF) (set-of-frames odpovı´da´ Input Frames, pokud pouzˇ´ıva´me Gasgano). To vsˇe je potrˇeba prˇi spousˇteˇnı´ receptu (Modigliani et al., 2013). Zde je prˇ´ıklad SOF souboru: /file path/CRIRE.2011-06-13T09:54:09.985.fits OBS NOD JIT /file path/CRIRE.2011-06-13T09:55:01.899.fits OBS NOD JIT

Kapitola 4. Redukce dat /file /file /file /file /file /file /file

path/crires spec dark.fits CALPRO DARK path/M.CRIRES.2011-06-10T12:09:26.656.fits COEFFS path/crires spec flat set01.fits CALPRO FLAT path/crires spec flat set01 bpm.fits CALPRO BPM path/M.CRIRES.2008-06-17T16:47:59.528.fits CALPRO path/M.CRIRES.2012-02-07T11:10:35.406.fits CALPRO path/M.CRIRES.2012-09-27T10:22:44.755.fits CALPRO

34

CUBE

HITRAN CATALOG MODEL CONFIG OH CATALOG

Soubor obsahuje pro kazˇda´ vstupnı´ data (input frame) u´plny´ na´zev FITS souboru a cestu k neˇmu a svoji DO kategorii. Pipeline recept bude mı´t prˇ´ıstup k uvedeny´m souboru˚m, pokud je vyzˇadovań redukcˇnı´m algoritmem (Modigliani et al., 2013).

4.3

Popis redukce - CRIRES

Pro redukci dat ze spektrografu CRIRES byl pouzˇit program Gasgano.

4.3.1

CRIRES pipeline recepty

Aktua´lnı´ CRIRES redukce (pipeline) je zalozˇena na sadeˇ 12 samostatnyćh receptu˚ a 13 na´stroju˚ (Jung et al., 2013). V te´to praći vsˇak byly vyuzˇity jen recepty a na´stroje pro spektroskopii. Teˇmito recepty jsou: • crires spec dark: Recept pro Dark, • crires spec flat: Recept pro Flat, • crires spec wavecal: Kalibrace vlnovyćh de´lek, • crires spec jitter: Recept pro prˇ´ıme´ pozorovańı´ s/bez jittering (chveˇnı´). Teˇmito na´stroji jsou: • crires util extract: Recept pro extrakci spektra, • crires util plot: Recept pro zobrazenı´ spektra. crires spec dark Tento recept vytvorˇ´ı obra´zek master dark za cˇip a spocˇ´ıta´ read-out noise (cˇtecı´ sˇum) detektoru˚. Vstup Tento recept prˇedpokla´da´ vstupnı´ data (frames) klasifikovana´ jako CAL DARK (DO kategorie CALPRO DARK). Sada vstupnıćh dat musı´ obsahovat alesponˇ 3 soubory. Vy´stup Vytvorˇeny´ master dark je pojmenovań crires spec dark.fits a pro kazˇdy´ cˇip se prˇida´va´ cˇ´ıselna´ prˇ´ıpona (crires spec dark 0000.fits, crires spec dark 0001.fits, atd.)


35

crires spec flat Tento recept generuje spektroskopicky´ flat pro ru˚zne´ cˇipy. Vstup Recept prˇedpokla´da´, zˇe vstupnı´ data budou oznacˇena jako CAL FLAT. Nejdrˇ´ıve jsou klasifikovańa podle sve´ho nastavenı´ (DIT - integracˇnı´ doba detektoru, referencˇnı´ vlnova´ de´lka) a jednotliva´ nastavenı´ jsou redukovańa oddeˇleneˇ. Vy´stup Pro kazˇde´ nastavenı´ (setting) (kde xx je cˇ´ıslo nastavenı´) je vytvorˇen master flat pojmenovany´ crires spec flat setxx.fits (DO kategorie CALPRO FLAT) a mapa sˇpatnyćh pixelu˚ je pojmenovańa jako crires spec flat setxx bpm.fits (DO kategorie CALPRO BPM). crires spec wavecal Tento recept spocˇ´ıta´ kalibraci vlnovyćh de´lek pouzˇitı´m pozorovańı´ ThAr lampy, halogenove´ lampy sledovanou skrz plynovou bunˇku (gas cell) nebo emisnıćh cˇar oblohy (sky emission lines). Vstup Vstupnı´ data musı´ by´t oznacˇena jako CAL WLSKY, CAL WLLAMP nebo CAL WLABS, pokud jsou zı´skańa z oblohy (OH nebo emisnı´ cˇa´ry oblohy), z lampy (thorium/argonove´ cˇa´ry) nebo z plynove´ bunˇky (N2O cˇa´ry). Recept mu˚zˇe poprˇ´ıpadeˇ prˇijmout flat (CALPRO FLAT), mapu sˇpatnyćh pixelu˚ (CALPRO BPM), dark (CALPRO DARK), Y pozice pro vlnovou kalibraci (CALPRO THAR POS) a/nebo polynomia´lnı´ koeficienty pro nelinea´rnı´ korekci (DETLIN A, DETLIN B, DETLIN C (pouzˇ´ıvane´ prˇed dubnem 2011) nebo COEFFS CUBE (pouzˇ´ıvany´ po dubnu 2011)). Kromeˇ toho jesˇteˇ musı´ by´t prˇilozˇeny katalogy cˇar v za´vislosti na vstupnıćh datech. Pro CAL WLSKY data jsou potrˇeba katalogy CALPRO OH CATALOG a CALPRO HITRAN CATALOG, pro CAL WLLAMP data je potrˇeba CALPRO THAR CATALOG a pro CAL WLABS data je nutny´ CALPRO N2O CATALOG. Nakonec je potrˇeba prˇidat konfiguracˇnı´ soubor pro model (CALPRO MODEL CONFIG) ke spocˇ´ıtańı´ mapy vlnovyćh de´lek zalozˇene´ na modelu prˇ´ıstroje. Vy´stup Recept vytvorˇ´ı 4 soubory pro kazˇde´ nastavenı´ s tabulkami obsahujıćı´mi jednu kalibraci vlnovyćh de´lek na rˇa´dek (CALPRO WAVE). Kalibrace vlnovyćh de´lek je polynomia´lnı´ vztah vlnova´ de´lka= F(pixel) na dane´ Y pozici pode´l sˇteˇrbiny. Recept take´ vytvorˇ´ı 2 mapy vlnovyćh de´lek, jednu zı´skanou dı´ky kros-korelaci (WL MAP IMA) a druhou spocˇ´ıtanou modelem (WL MAP MODEL IMA). crires spec jitter Tento recept je hlavnı´m na´strojem pro redukci dat pozorovańı´. Podporuje prˇ´ıme´ pozorovańı´, nodding, jittering, obecne´ posuvy (generic offsets) a pozorovańı´ standardnıćh hveˇzd


36

(1. krok - Kalibrace, 2. krok - Kombinace dat, 3. krok - Extrakce spektra, 4. krok - Kalibrace vlnovyćh de´lek pomocı´ kros-korelace, 5. krok - Vy´pocˇet vlnovyćh de´lek pomocı´ modelu, 5. Vy´pocˇty pro standardnı´ hveˇzdu). Vstup V za´vislosti na typu pozorovańı´ musı´ by´t vstupnı´ nezpracovana´ data oznacˇena: OBS DIR pokud se jedna´ o prˇ´ıme´ pozorovańı´, OBS DIT JIT pokud je pouzˇit jittering, OBS NOD pokud se jedna´ o nodding, OBS NOD JIT pokud je v nodding mo´du pouzˇit jittering, a CAL DIR, CAL DIT JIT, CAL NOD nebo CAL NOD JIT pokud je pozorovańa standardnı´ hveˇzda. Kromeˇ toho, oznacˇenı´ OBS OBJECT a OBS SKY jsou podporovańy, pokud jsou pozorovańı´ objektu smıćhańa s pozorovańı´mi oblohy. Recept take´ volitelneˇ prˇijı´ma´ mapu sˇpatnyćh pixelu˚ (CALPRO BPM), flat (CALPRO FLAT), dark (CALPRO DARK), koeficienty nelinearity detektoru (DETLIN A, DETLIN B, DETLIN C (pouzˇ´ıvane´ prˇed dubnem 2011) nebo COEFFS CUBE (pouzˇ´ıvany´ po dubnu 2011)) a/nebo tabulku obsahujıćı´ vztah mezi vlnovou de´lkou a pixelem (CALPRO WAVE). Pro kalibraci vlnovyćh de´lek je take´ potrˇeba katalog (OH nebo HITRAN) (DO kategorie CALPRO OH CATALOG nebo/a CALPRO HITRAN CATALOG). Vy´stup Recept vytvorˇ´ı azˇ 11 souboru˚. Vsˇechny obsahujı´ 4 cˇ´ıselna´ rozsˇ´ırˇenı´ (1 za cˇip). • Slozˇeny´ obra´zek (image) (DO kategorie OBS COMBINED IMA nebo STD COMBINED IMA) pojmenovany´ jako crires spec comb.fits, • Slozˇeny´ obra´zek jen z nodding pozice A (DO kategorie nebo STD COMBINED NA IMA) OBS COMBINED NA IMA pojmenovana´ jako crires spec jitter comb noddedA.fits, • Slozˇeny´ obra´zek jen z nodding pozice B (DO kategorie nebo STD COMBINED NB IMA) OBS COMBINED NB IMA pojmenovana´ jako crires spec jitter comb noddedB.fits, • Mapa prˇ´ıspeˇvku˚ (contribution map) (DO kategorie OBS CONTRIBUTION IMA nebo STD CONTRIBUTION IMA) pojmenovana´ jako crires spec jitter contrib.fits, • Mapa prˇ´ıspeˇvku˚ (contribution map) jen z nodding pozice A (DO kategorie OBS CONTRIBUTION NA IMA nebo STD CONTRIBUTION NA IMA) pojmenovana´ jako crires spec jitter contrib noddedA.fits, • Mapa prˇ´ıspeˇvku˚ (contribution map) jen z nodding pozice B (DO kategorie OBS CONTRIBUTION NB IMA nebo STD CONTRIBUTION NB IMA) pojmenovana´ jako crires spec jitter contrib noddedB.fits, • Tabulka s extrahovany´m spektrem (DO kategorie OBS EXTRACT WL TAB nebo STD EXTRACT WL TAB nebo STD EXTRACT SENS TAB) pojmenovana´ crires spec jitter extracted.fits, • Profilovy´ obra´zek (DO kategorie OBS PROFILE IMA STD PROFILE IMA) pojmenovany´ crires spec jitter prof.fits,

nebo

• Mapa pozadı´ (DO kategorie OBS BGD MAP IMA nebo STD BGD MAP IMA) pojmenovana´ crires spec jitter bgmap.fits,


37

• Mapa vlnovyćh de´lek spocˇ´ıtana´ pomocı´ kros-korelace (cross-correlation) (DO kategorie OBS WL MAP IMA nebo STD WL MAP IMA) pojmenovana´ crires spec jitter wlmap.fits, • Mapa vlnovyćh de´lek spocˇ´ıtana´ pomocı´ modelu (DO kategorie OBS WL MAP MODEL IMA nebo STD WL MAP MODEL IMA) pojmenovana´ crires spec jitter wlmap model.fits.

4.3.2

Kalibracˇnı´ mapa

Postup redukce dat u CRIRES je zna´zorneˇna na kalibracˇnı´ mapeˇ na obra´zku 4.2.

Obra´zek 4.2: Kalibracˇnı´ mapa pro redukci dat z CRIRES (prˇevzato z http://www.eso. org/observing/dfo/quality/CRIRES/img/CRIRES_cal_map.png).

4.3.3

Postup redukce

1. Otevrˇeme si program Gasgano (viz. obra´zek 4.3). 2. Z archivu ESO http://archive.eso.org/eso/eso_archive_main.html si sta´hneme data (viz. obra´zek 4.4) (naprˇ´ıklad pozorovańı´ 385.D-0513(A)) a nacˇteme si je do programu Gasgano (viz. obra´zek 4.5). 3. Z pozorovańı´ si vybereme hveˇzdu. V tomto uka´zkove´m prˇ´ıkladu se jedna´ o hveˇzdu MWC 300 (cozˇ je B[e] hveˇzda, tedy hveˇzda spektra´lnı´ho typu B, ktera´ ma´ ve spektru zaka´zane´ emisnı´ cˇa´ry).


38

´ vodnı´ okno programu Gasgano. Obra´zek 4.3: U

Obra´zek 4.4: Archiv ESO.


39

Obra´zek 4.5: Nacˇtenı´ dat do programu Gasgano. 4. Podle 4.2 si nejdrˇ´ıve vytvorˇ´ıme master dark (viz. obra´zek 4.6). Prˇedtı´m, nezˇ to ale udeˇla´me, zjistı´me, jakou integracˇnı´ dobu DIT majı´ data k objektu, standardnı´ hveˇzdeˇ a flatu˚m. Je nutne´, aby vsˇechna vybrana´ data meˇla stejnou integracˇnı´ dobu, pokud nemajı´, musı´ se pouzˇ´ıt oddeˇlene´ sady darku˚ pro kazˇdou redukci zvla´sˇt’ (naprˇ. jine´ darky pro flaty a jine´ darky pro objekt), takzˇe se na´m klidneˇ mu˚zˇe sta´t, zˇe ma´me dva ru˚zne´ master darky (jeden pro flat a druhy´ pro objekt). Na´ obra´zku 4.7 mu˚zˇeme videˇt u´speˇsˇne´ vytvorˇenı´ master darku (DIT=10s) pro hveˇzdu nesoucı´ na´zev pomocı´ redukcˇnı´ho receptu crires spec dark, crires spec dark 0000.fits. Stejny´m zpu˚sobem vytvorˇ´ıme druhy´ master dark pro flat (DIT=3s), ktery´ ma´ na´zev crires spec dark 0001.fits. 5. Da´le si vytvorˇ´ıme master flat za pomocı´ master darku, ktery´ byl vytvorˇen ze vstupnıćh darku˚ se stejnou integracˇnı´ dobou jako vstupnı´ flaty a za pomocı´ vstupnıćh souboru˚ pro nelinea´rnı´ korekci (viz. obra´zek 4.8). Opeˇt si oznacˇ´ıme potrˇebne´ soubory jako v prˇ´ıpadeˇ vytvorˇenı´ master darku. Na obra´zku 4.8 mu˚zˇeme videˇt u´speˇsˇne´ vytvorˇenı´ souboru master flatu (DIT=3s) pro hveˇzdu pomocı´ redukcˇnı´ho receptu crires spec flat, nesoucı´ na´zev crires spec flat set01 0000.fits a take´ mapu sˇpatnyćh pixelu˚ crires spec flat set01 bpm 0000.fits. 6. Prˇedposlednı´m u´kolem je kalibrace vlnovyćh de´lek pomocı´ ThAr lampy. Oznacˇ´ıme si potrˇebne´ soubory jako v prˇedchozıćh prˇ´ıpadech a provedeme kalibraci. Na obra´zku 4.9 vidı´me dane´ soubory a vy´sledne´ soubory: kalibraci vl-


40

Obra´zek 4.6: Vytvorˇenı´ master darku pomocı´ receptu crires spec dark v programu Gasgano.

Obra´zek 4.7: Master dark pro hveˇzdu u´speˇsˇneˇ vytvorˇen v programu Gasgano.


41

Obra´zek 4.8: Master flat pro hveˇzdu u´speˇsˇneˇ vytvorˇen v programu Gasgano. novyćh de´lek crires spec wavecal tab 0000.fits, a dveˇ mapy vlnovyćh de´lek (crires spec wavecal ima 0000.fits a crires spec wavecal ima model 0000.fits)). 7. Poslednı´m u´kolem je konecˇna´ redukce, kde je hlavnı´m vy´sledkem samotne´ spektrum. Oznacˇ´ıme si potrˇebne´ soubory (viz. 4.3.1) a pomocı´ receptu crires spec jitter zredukujeme data. Vy´sledne´ soubory jsou: • slozˇeny´ obra´zek (crires spec jitter comb 0000.fits), • mapa prˇ´ıspeˇvku˚ (crires spec jitter contrib 0000.fits), • profilovy´ obra´zek (crires spec jitter prof 0000.fits), • mapa pozadı´ (crires spec jitter bgmap 0000.fits), • mapa vlnovyćh de´lek spocˇ´ıtana´ (crires spec jitter wlmap 0000.fits), • mapa vlnovyćh de´lek spocˇ´ıtana´ (crires spec jitter wlmap model 0000.fits),

pomocı´

kros-korelace

pomocı´

modelu

• extrahovane´ spektrum (crires spec jitter extracted 0000.fits). Vidı´me je na obra´zku 4.10. 8. Zobrazı´me si spektrum pomocı´ receptu crires util plot. Tı´mto prˇ´ıkazem na´m vyskocˇ´ı neˇkolik oken (Wavelength model - vlnova´ de´lka z modelu, Wavelength - vlnova´ de´lka z kros-korelacˇnı´ metody, Background Noise - sˇum pouzˇity´ pro spocˇtenı´ chyby, Weight Norm OPT - normalizacˇnı´ faktor (optima´lnı´ extrakce), Weight Norm RECT


42

Obra´zek 4.9: Kalibrace vlnovyćh de´lek pro hveˇzdu u´speˇsˇneˇ provedena v programu Gasgano.

Obra´zek 4.10: Vy´sledna´ redukce spektra pro hveˇzdu u´speˇsˇneˇ provedena v programu Gasgano.


43

- normalizacˇnı´ faktor (obde´lnı´kove´ extrakce), Error OPT - chyba optima´lnı´ extrakce, Error RECT - chyba obde´lnı´kove´ extrakce) mezi nimizˇ je i graf samotne´ho spektra (Extracted OPT - extrahovane´ spektrum (optima´lnı´ extrakce) a Extracted RECT extrahovane´ spektrum (pru˚meˇrna´/obde´lnı´kova´ extrakce)) (viz. obra´zky 4.11, 4.12 a 4.13) Vıće informacı´ na http://www.eso.org/observing/dfo/quality/CRIRES/ pipeline/recipe_science.html.

Obra´zek 4.11: Vy´sledne´ zredukovane´ spektrum (1) hveˇzdy v programu Gasgano.

4.4

Popis redukce - SINFONI

Pro redukci dat ze SINFONI byl pouzˇit program EsoRex.

4.4.1

SINFONI pipeline recepty

Aktua´lnı´ SINFONI redukce (pipeline) je zalozˇena na sadeˇ 6 samostatnyćh receptu˚ a 13 na´stroju˚ (Modigliani et al., 2013). V te´to praći bylo pouzˇito vsˇech sˇest receptu˚ pro redukci. Teˇmito recepty jsou: • sinfo rec detlin: Recept na zhodnocenı´ linearity detektoru a vytvorˇenı´ nelinea´rnı´ mapy pixelu˚, • sinfo rec mdark: Recept pro vytvorˇenı´ master darku a mapy sˇpatnyćh pixelu˚ (hotpixel map),




44


45

• sinfo rec mflat: Recept na vytvorˇenı´ master flatu a mapy pixelu˚, ktere´ majı´ intenzity veˇtsˇ´ı nezˇ danou prahovou hodnotu, • sinfo rec distortion: Recept pro vy´pocˇet opticke´ho zkreslenı´ (optical distortion) a vzda´lenosti sˇteˇrbinek (slitlets), • sinfo rec wavecal: Recept pro kalibraci vlnovyćh de´lek , • sinfo rec jitter: Recept pro PSF (Point Spread Function - funkce rozsˇirˇujıćı´ bod), teluricke´ standardy a dalsˇ´ı redukci veˇdeckyćh dat. sinfo rec detlin Spocˇ´ıta´ odezvu detektoru jako funkci intenzity pixelu a odvodı´, kdy zacˇne by´t nelinea´rnı´. Vstup Tento recept se pouzˇije na sadu flatu˚ se zvysˇujıćı´ se intenzitou (LINEARITY LAMP), aby se zjistila mapa nelinearity pixelu˚ sˇpatnyćh pixelu˚ (non linearity pixels bad pixel map) (BP MAP NL). Vy´stup Recept vytvorˇ´ı 4 soubory: • lin det info.fits (kategorie LIN DET INFO) - tabulka s koeficienty nelinea´rnı´ho fitu k mediańu kazˇde´ho obra´zku flatu, • gain info.fits (kategorie GAIN INFO) - tabulka s hodnotami zisku (gain) detektoru kostky (cube), • out bplin coeffsCube.fits (kategorie BP COEFF) - kazˇda´ rovina kostky zaznamena´va´ koeficienty nelinea´rnı´ho fitu k intenziteˇ pixelu pouzˇ´ıvane´ ke zhodnocenı´ nelinearity, • out bp lin.fits (kategorie BP MAP NL) - obra´zek mapy nelinea´rnıćh (sˇpatnyćh) pixelu˚. sinfo rec mdark Tento recept se pouzˇije na sadu darku˚ (DARK) k vytvorˇenı´ master darku (MASTER DARK) a ke zjisˇteˇnı´ mapy sˇpatnyćh pixelu˚ sˇpatnyćh pixelu˚ (hot pixels bad pixel map) (BP MAP HP). Tato mapa za´visı´ na DIT. Vstup Vstupnı´ napozorovana´ data musı´ by´t oznacˇena DARK. Vy´stup Recept vytvorˇ´ı 2 soubory: • out bp noise.fits (kategorie BP MAP HP) - obra´zek mapy sˇpatnyćh pixelu˚, • out dark.fits (kategorie MASTER DARK) - obra´zek master darku.


46

sinfo rec mflat Spocˇ´ıta´ master flat a mapu sˇpatnyćh pixelu˚ ukazujıćı´ pixely jejichzˇ intenzita je za danou hranicı´. Vstup Tento recept se pouzˇije na sadu standardnıćh flatu˚ (FLAT LAMP), BP MAP NL a REF BP MAP ke zjisˇteˇnı´ master mapy sˇpatnyćh pixelu˚ (MASTER BP MAP) a master flatu lampy (MASTER FLAT LAMP). Vy´stup Vy´stupnı´mi soubory receptu jsou: • out flat.fits (kategorie MASTER FLAT LAMP) - obra´zek master flatu, • out bp norm.fits (kategorie BP MAP NO) - obra´zek mapy sˇpatnyćh pixelu˚ ”nad hranicı´”, • out bpmap sum.fits (kategorie MASTER BP MAP) - obra´zek master mapy sˇpatnyćh pixelu˚. sinfo rec distortion Pouzˇ´ıva´ se ke spocˇ´ıtańı´ opticke´ho zkreslenı´. Take´ mu˚zˇe vypocˇ´ıtat relativnı´ vzda´lenosti sˇteˇrbinek (slitlets) od prvnı´. Vstup Tento recept se pouzˇije na sadu fibre flatu˚ (FIBRE NS), on/off obloukovyćh lamp (WAVE NS) a on/off flatovyćh lamp (FLAT NS) za vyuzˇitı´ referencˇnı´ tabulky cˇar (REF LINE ARC), aby se dalo zjistit opticke´ zkreslenı´ (DISTORTION) a vzda´lenosti sˇteˇrbinek (slitlets) (SLITLET DISTANCES). K nastavenı´ neˇkolika redukcˇnıćh parametru˚ dat, ktere´ za´visejı´ na pozorovane´m pa´smu a pouzˇite´m prˇed-opticke´m prˇ´ıstroji, by uzˇivatel meˇl take´ pouzˇ´ıt vstupnı´ tabulku DRS SETUP WAVE. Pokud chceme u´speˇsˇneˇ prove´st tento recept, je zapotrˇebı´ 75 FIBRE NS (aby pokryly vsˇechny sˇteˇrbinky (slitlets) a vygenerovaly jednotneˇ osveˇtleny´ synteticky´ fibre flat), 2 FLAT NS (jeden s kalibracı´ se zapnutou flat lampou a jeden s vypnutou), 2 WAVE LAMP (jeden s kalibracı´ se zapnutou lampou a druhy´ s vypnutou) a 2 staticka´ data (referencˇnı´ list cˇar prˇ´ıslusˇne´ho pa´sma (REF LINE ARC) a tabulku statickyćh parametru˚ (DRS SETUP WAVE). Vy´stup Vy´stupnı´mi soubory receptu jsou: • out flat.fits (kategorie MASTER FLAT LAMP) - obra´zek master flatu, • out bp dist.fits (kategorie BP MAP DI) - obra´zek mapy sˇpatnyćh pixelu˚ ”nad hranicı´”, • out ns stack off.fits (kategorie FIBRE NS STACKED OFF) - falesˇny´ off obra´zek z FIBRE NS, • out ns stack on.fits (kategorie FIBRE NS STACKED ON) - falesˇny´ on obra´zek z FIBRE NS, • out ns stack.fits (kategorie FIBRE NS STACKED) - falesˇny´ on-off,


47

• out wcal stack.fits (kategorie WAVE LAMP STACKED) - skla´dany´ arc obra´zek, • out slitlets pos predist.fits (kategorie SLITLETS POS PREDIST) - tabulka se spocˇ´ıtany´mi pozicemi hran sˇteˇrbinek (slitlets) prˇed korekcı´ na zkreslenı´, • out distortion.fits (kategorie DISTORTION) - tabulka spocˇ´ıtane´ho opticke´ho zkreslenı´, • out ns stack warp.fits (kategorie FIBRE NS STACKED DIST) - on-off obra´zek opraveny´ o zkreslenı´, • out ns.fits (kategorie MASTER SLIT) - on-off obra´zek vyna´sobeny´ o BP mapu, • out distances.fits (kategorie SLITLETS DISTANCE) - tabulka se spocˇ´ıtany´mi vzda´lenostmi sˇteˇrbinek (slitlets). sinfo rec wavecal Pouzˇ´ıva´ se na urcˇenı´ disperznıćh koeficientu˚ vlnove´ de´lky a konstruuje kalibracˇnı´ mapu vlnovyćh de´lek. Take´ zjisˇt’uje pozici hran kazˇde´ sˇteˇrbinky (slitlets). Vstup Tento recept se pouzˇije na sadu dat z obloukove´ lampy (WAVE LAMP), MASTER BP MAP, MASTER FLAT LAMP, DISTORTION a REF LINE ARC, aby zjistil mapu vlnovyćh de´lek (WAVE MAP) a tabulku s pozicı´ hran sˇteˇrbinky (slitlet) (SLIT POS). Podobneˇ jako u vstupu sinfo rec distortion by uzˇivatel meˇl pouzˇ´ıt vstupnı´ tabulku DRS SETUP WAVE. Vy´stup Vy´sledkem je 7 souboru˚: • out stack mflat dist.fits (kategorie MFLAT STACKED DIST) - slozˇeny´ obra´zek FLAT,LAMP, • out wcal stack.fits (kategorie WAVE LAMP STACKED) - slozˇeny´ obra´zek WAVE,LAMP, • out wavemap ima.fits (kategorie WAVE MAP) - obra´zek mapy vlnove´ de´lky: vlnova´ de´lka=intezita, • outCoeffsSlit.fits (kategorie WAVE COEF SLIT) - tabulka s koeficienty parabolickyćh fitu˚ pro kazˇdy´ pixel, • out fit params.fits (kategorie WAVE FIT PARAMS) - tabulka s parametry relativnı´mi k fitu cˇar pozic sˇteˇrbinek (slitlets), • out slitpos.fits (kategorie SLIT POS) - pozice sˇteˇrbinek (slitlets), • out resampled arclamp.fits (kategorie RESAMPLED WAVE) - slozˇeny´, prˇevzorkovany´ obra´zek WAVE,LAMP.


48

sinfo rec jitter Tento recept redukuje PSF (Point Spread Function) standardnı´, telurickou standardnı´ hveˇzdu nebo jine´ veˇdecke´ objekty. Odecˇ´ıta´ oblohu, opravuje o flaty a prˇedeˇla´ data tı´m, zˇe vytvorˇ´ı krychli kalibrovanou na vlnove´ de´lky, ve ktere´ kazˇda´ rovina je monochromaticky´ obraz zorne´ho pole. Krychle je generovańa pro kazˇdy´ objekt. Nakonec je rekonstruovańa mozaika vsˇech krychlı´. Vstup Tento recept se pouzˇije na PSF (Point Spread Function) standardy a pomocı´ MASTER BP MAP, MASTER FLAT LAMP, DISTORTION, SLITLET DISTANCES, ATM REF CORR, SLIT POS a WAVE MAP zredukuje PSF standard a zı´ska´ informace o Strehl pomeˇru prˇ´ıstroje. Tento recept se take´ mu˚zˇe pouzˇ´ıt na referencˇnı´ teluricke´ standardy (STD) a pomocı´ MASTER BP MAP, MASTER FLAT LAMP, DISTORTION, SLITLET DISTANCES, ATM REF CORR, SLIT POS a WAVE MAP zredukovat teluricke´ standardy a zı´skat informaci o odezveˇ prˇ´ıstroje. Nakonec je mozˇne´ tento recept pouzˇ´ıt na samotna´ data objektu (OBJECT NODDING) a pomocı´ MASTER FLAT LAMP, DISTORTION, MASTER BP MAP, SLITLET DISTANCES, SLIT POS, ATM REF CORR, a WAVE MAP redukovat hlavnı´ data. Vy´stup Recept vytvorˇ´ı soubory: • sky00.fits (kategorie SKY STACKED DUMMY) - slozˇeny´ obra´zek oblohy, • out sky stack dist0.fits (kategorie SKY STACKED DIST) - slozˇeny´ obra´zek oblohy opraveny´ o zkreslenı´ (distortion), • out stack mflat dist.fits (kategorie MFLAT STACKED DIST) - slozˇeny´ obra´zek master flatu, • out stackN.fits (kategorie X CALIBRATOR STACKED) - slozˇeny´ obra´zek X, N=0,1,.., • out resampled obj0.fits (kategorie RESAMPLED OBJ) - slozˇeny´, prˇevzorkovany´ (resampled) obra´zek objektu, • out resampled sky0.fits (kategorie RESAMPLED SKY) - slozˇeny´, prˇevzorkovany´ (resampled) obra´zek oblohy, • out resampled flat0.fits (kategorie RESAMPLED FLAT LAMP) - slozˇeny´, prˇevzorkovany´ (resampled) obra´zek flatu opraveny´ o zkreslenı´, • out sky cube00.fits (kategorie OBS SKY) - krychle oblohy, • out sky med00.fits (kategorie SKY MED), • out mflat cube.fits (kategorie MFLAT CUBE) - krychle master flatu, • out mflat avg.fits (kategorie MFLAT AVG), • out mflat med.fits (kategorie MFLAT MED), • out objnod.fits (kategorie COADD X) - doprˇidana´ (coadded) krychle, • out objnod med cube.fits (kategorie MED COADD X),


49

• out objnod bpmap.fits (kategorie MASK COADD X) - doprˇidana´ (coadded) maska krychle, • out ao performance.fits (kategorie AO PERFORMANCE) - tabulka s informacemi o Strehlu, • out encircled energy.fits (kategorie ENC ENERGY) - tabulka s informacı´ o energii, • out psf.fits (kategorie MASTER PSF), • out std star spectrum.fits (kategorie STD STAR SPECTRA) - tabulka s extrahovany´m spektrem a informacı´ o efektivnosti pro doprˇidanou (coadded) krychli, • out starspectrum.fits (kategorie STD STAR SPECTRUM) - obra´zek zhroucene´ho (collapsed) spektra doprˇidane´ (coadded) krychle. Zde je X=PSF nebo STD nebo OBJ, pokud ve vstupnıćh datech jsou PSF nebo teluricky´ standard nebo jina´ vstupnı´ data objektu˚ (Modigliani et al., 2013).

4.4.2

Kalibracˇnı´ mapa

Postup redukce dat u SINFONI je zna´zorneˇna na kalibracˇnı´ mapeˇ na obra´zku 4.14.

4.4.3

Postup redukce

1. Otevrˇeme si prˇ´ıkazovy´ rˇa´dek a spustı´me program EsoRex (viz. obra´zek 4.15). 2. Z archivu ESO si sta´hneme data. V nasˇem prˇ´ıpadeˇ to je pozorovańı´ oznacˇene´ 077.D-0281 (cozˇ je pozorovańı´ hveˇzdokupy Quintuplet). Z neˇho si vybere potrˇebna´ vstupnı´ data (naprˇ. Quintuplet 21) podle hlavicˇek (INS.SETUP.ID:S3 K, INS.OPTI1.NAME: 0.25, DET.DIT: 10). 3. Jednotliva´ data pro program EsoRex jsou napsana´ v textove´m souboru s koncovkou data.sof. 4. Podle 4.14 si nejprve vytvorˇ´ıme master dark a mapu sˇpatnyćh pixelu˚ podle receptu sinfo rec mdark. Textovy´ soubor s na´zvem sinfo rec mdark.sof vypada´ takto: /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-05-18T12:06:50.302.fits DARK /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-05-18T12:07:16.586.fits DARK /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-05-18T12:07:48.553.fits DARK

Recept spustı´me tak, zˇe do prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku napı´sˇeme: esorex sinfo rec mdark sinfo rec mdark.sof. Vy´stupnı´ soubory nesou na´zvy: out bp noise.fits (BP MAP HP) a out dark.fits (MASTER DARK).


50

Obra´zek 4.14: Kalibracˇnı´ mapa pro redukci dat ze Sinfoni (prˇevzato z http://www.eso. org/observing/dfo/quality/SINFONI/img/sinfoni_assocmap_7.png).


51

Obra´zek 4.15: Prˇ´ıkazovy´ rˇa´dek ke spusˇteˇnı´ programu EsoRex. 5. Odezvu detektoru nebylo potrˇeba prove´st podle receptu sinfo rec detlin, protozˇe soubory BP MAP NL byly soucˇa´stı´ pozorovańı´. 6. Da´le pouzˇijeme recept sinfo rec distortion pro vy´pocˇet opticke´ho zkreslenı´ (optical distortion). Textovy´ soubor nese na´zev sinfo rec distortion.sof a obsahuje data: /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-07T14:59:35.570.fits FIBRE NS (75x) /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-07T15:00:24.531.fits FLAT NS /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-07T15:00:50.536.fits FLAT NS /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-07T15:01:19.030.fits WAVE NS /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-07T15:02:57.071.fits WAVE NS /home/barka/Sinfoni/calibrations/calib/sinfo-2.4.0/cal/neonK.fits REF LINE ARC /home/barka/Sinfoni/calibrations/calib/sinfo-2.4.0/cal/drs setup wave.fits DRS SETUP WAVE

Recept spustı´me tak, zˇe do prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku napı´sˇeme: esorex sinfo rec distortion sinfo rec distortion.sof. Vy´stupnı´mi soubory jsou: out wcal stack.fits, out ns stack on.fits, out ns stack off.fits, out ns stack.fits, out distortion.fits (DISTORTION), out distances.fits (SLITLET DISTANCES), out bp dist.fits, out flat.fits, out fibre on.fits a out fibre off.fits. 7. Dalsˇ´ım u´kolem je vytvorˇenı´ master flatu a mapy sˇpatnyćh pixelu˚. To provede pomocı´ receptu sinfo rec mflat. Textovy´ soubor ve tvaru sinfo rec mflat.sof obsahuje: /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:46:56.592.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:47:26.364.fits FLAT LAMP


52

/home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:47:46.452.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:48:53.311.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:50:01.840.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:50:25.117.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:50:48.395.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:52:00.925.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:53:04.599.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:53:33.540.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/calibrations/calib/sinfo-2.4.0/cal/REF BP MAP.fits REF BP MAP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/M.SINFONI.2006-05-17T11:43:29.008.fits BP MAP NL

Recept spustı´me tak, zˇe do prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku napı´sˇeme: esorex sinfo rec mflat sinfo rec mflat.sof. Vy´stupnı´mi soubory jsou: out flat.fits (MASTER FLAT), out bp norm.fits a out bpmap sum.fits (MASTER BP MAP). 8. Dalsˇ´ım krokem je zjisˇteˇnı´ koeficientu˚ disperze vlnovyćh de´lek a kalibracˇnı´ mapy vlnovyćh de´lek pomocı´ receptu sinfo rec wavecal. Potrˇebny´ soubor je ve tvaru: /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-06-24T12:04:55.554.fits WAVE LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-06-24T12:05:36.187.fits WAVE LAMP /home/barka/Sinfoni/calibrations/calib/sinfo-2.4.0/cal/neonK.fits REF LINE ARC /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out flat.fits MASTER FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out bpmap sum.fits MASTER BP MAP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out distortion.fits DISTORTION /home/barka/Sinfoni/calibrations/calib/sinfo-2.4.0/cal/drs setup wave.fits DRS SETUP WAVE /home/barka/Sinfoni/calibrations/calib/sinfo-2.4.0/cal/SLIT POS K 025.fits SLIT POS /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:53:04.599.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T16:53:33.540.fits FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/calibrations/calib/sinfo-2.4.0/cal/REF BP MAP.fits REF BP MAP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/M.SINFONI.2006-05-17T11:43:29.008.fits BP MAP NL

Recept spustı´me tak, zˇe do prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku napı´sˇeme: esorex sinfo rec wavecal sinfo rec wavecal.sof. Vy´stupnı´mi soubory jsou: out wcal stack.fits, out wavemap ima.fits (WAVE MAP), out stack mflat dist.fits, out slitpos.fits (SLIT POS), out resampled arclamp.fits, out fit params.fits a outCoeffsSlit.fits. 9. Nakonec pouzˇijeme recept sinfo rec jitter k redukovańı´ samotne´ho objektu (v nasˇem prˇ´ıpadeˇ je to cˇa´st hveˇzdokupy Quintuplet). Textovy´ soubor vypada´ takto: /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out flat.fits MASTER FLAT LAMP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out bpmap sum.fits MASTER BP MAP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out distortion.fits DISTORTION


53

/home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out wavemap ima.fits WAVE MAP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out slitpos.fits SLIT POS /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out bp noise.fits BP MAP HP /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/out dark.fits MASTER DARK /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T00:17:22.369.fits OBJECT NODDING /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T00:24:55.537.fits SKY NODDING /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T00:32:22.308.fits SKY NODDING /home/barka/Sinfoni/077.D-0281/SINFO.2006-07-01T00:39:56.310.fits OBJECT NODDING /home/barka/Sinfoni/calibrations/calib/sinfo-2.4.0/cal/SI GATM REF CORR K 025.fits ATM REF CORR

Recept spustı´me tak, zˇe do prˇ´ıkazove´ho rˇa´dku napı´sˇeme: esorex sinfo rec jitter sinfo rec jitter.sof. Vy´stupnı´mi soubory jsou: out std star spectrum.fits, out starspectrum.fits, out psf.fits, out objnod bpmap.fits, out ao performance.fits, out stack2.fits, out objnod.fits, out objnod med cube.fits, out cube obj02.fits, out stack1.fits, out cube obj01.fits, out mflat med.fits, out mflat cube.fits, out mflat avg.fits, out sky med00.fits, out sky cube00.fits, out cube obj00.fits, out resampled sky0.fits, out resampled flat0.fits, out stack0.fits, out stack mflat dist.fits, out sky stack dist0.fits, out resampled obj0.fits, out sky00.fits a bad image psf c.fits. 10. Vy´sledne´ spektrum si zobrazı´me v programu QFitsView (http://www.mpe.mpg. de/~ott/QFitsView/ (viz. obra´zek 4.16) a z pole hveˇzd si mu˚zˇeme jednotlive´ z nich vybı´rat a sta´hnout si samotne´ spektrum do textove´ho souboru.

Obra´zek 4.16: Program QFitsView.

Kapitola 5 Zpracovańı´ pozorovańı´ Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzd a vy´sledky 5.1

Hveˇzdokupa Quintuplet

Hveˇzdokupa Quintuplet je jedna ze trˇ´ı extre´mneˇ hmotnyćh hveˇzdokup centra´lnı´ cˇa´sti Galaxie a je vzda´lena´ 30 pc (v projekci) od strˇedu Galaxie (Sagittarius A). Jejı´ zobrazenı´ pomocı´ HST (Hubble Space Telescope) je na slozˇene´m obra´zku 5.1 (jsou v neˇm vyznacˇeny i hveˇzdy, ktere´ byly pozorovańy pomocı´ spektrografu SINFONI v Liermann et al. (2009)). Je pojmenovana´ podle peˇti nejjasneˇjsˇ´ıch hveˇzd (quintus=pa´ty´). Obsahuje ru˚znorode´ hmotne´ hveˇzdy, vcˇetneˇ Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzd, Luminous Blue Variables (LBVs) a OB veleobru˚. Pocˇty jednotlivyćh hveˇzd jsou zna´zorneˇny v tabulce 5.2. Jejı´ sta´rˇ´ı se odhaduje na 4 ± 1 milion let. Celkova´ hmotnost pozorovanyćh hveˇzd je prˇiblizˇneˇ 103 M a celkova´ jasnost od hmotnyćh hveˇzd je kolem 107.5 L (Figer et al., 1999). Polomeˇr hveˇzdokupy je okolo 1 pc (Liermann et al., 2009).

5.1.1

WR hveˇzdy podtypu˚ WC8 a WC9

WC9 Veˇtsˇina WC9 hveˇzd vykazuje exces v infracˇervene´ emisi, ktera´ je prˇipisovańa mezihveˇzdne´mu prachu. Pokud se kolem WC hveˇzd vyskytuje prach, oznacˇujı´ se d (naprˇ. WC9d). Tento prach vede k silne´mu zcˇervenańı´ hveˇzdne´ho za´rˇenı´, ktere´ brańı´ pozorovańı´ v ultrafialove´ oblasti spektra. WR hveˇzdy typu WC9 majı´ nizˇsˇ´ı efektivnı´ teplotu nezˇ raneˇjsˇ´ı WC podtypy, cozˇ je evidentnı´ z nizˇsˇ´ıch iontu˚, ktere´ jsou viditelne´ v jejich spektru (naprˇ. C II). V porovnańı´ s raneˇjsˇ´ımi podtypy majı´ take´ WC9 hveˇzdy pomalejsˇ´ı hveˇzdne´ veˇtry, cozˇ indikuje mensˇ´ı sˇ´ırˇka jejich cˇar. Vy´vojovy´ status WC9 je nejasny´. Mohou pocha´zet z hveˇzd s pocˇa´tecˇnı´ hmotnostı´ okolo 20M , ale jejich dalsˇ´ı evoluce nenı´ plneˇ vyjasneˇna (Sander et al., 2012), (viz Podkapitola 3.3). WC8 Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy typu WC8 s okolohveˇzdny´m prachem jsou velmi vzaćne´. Krite´rium, ktere´ odlisˇuje WC8 hveˇzdy od WC9, je neprˇ´ıtomnost cˇar C II ve spektru. Pozdeˇjsˇ´ı WC typy (WC8-9) jsou meńeˇ jasne´ nezˇ WN typy WR hveˇzd (Sander et al., 2012).

– 54 –

Kapitola 5. Zpracovańı´ pozorovańı´ Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzd a vy´sledky

55

Obra´zek 5.1: Hveˇzdokupa Quintuplet porˇ´ızena´ HST s vyznacˇeny´mi pozorovany´mi hveˇzdami (prˇevzato z (Liermann et al., 2009)).

Obra´zek 5.2: Spektra´lnı´ distribuce hveˇzd ve hveˇzdokupeˇ Quintuplet (prˇevzato z (Liermann et al., 2009)).


WC8 WC9

56

T (kK) Mv (mag) 50 − 60 −4.48 40 − 45 −5.13

Tabulka 5.1: Dva parametry WC8 a WC9 hveˇzd (prˇevzato a upraveno z (Sander et al., 2012).

5.1.2

Vy´sledky ze spektrografu SINFONI

Potrˇebna´ napozorovana´ data k vybrany´m hveˇzda´m z hveˇzdokupy Quintuplet jsem nasˇla a sta´hla z ESO archivu. Jednalo se o sadu dat oznacˇenyćh 077.D-0281. Hveˇzdokupa byla pozorovańa po cˇa´stech v pa´smu vlnovyćh de´lek oznacˇujıćı´m se jako K. Jednotliva´ pole pozorovańı´ jsou na obra´zku 5.3. Samotne´ pozorovańı´ se zameˇrˇilo na 160 ru˚znyćh zdroju˚ (viz. obra´zky 5.1 a 5.4). Z teˇchto 160 hveˇzd jsem si vybrala trˇi Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy podtypu WC (oznacˇene´ jako LHO 34, LHO 47 a LHO 76), ktere´ se nacha´zely v polıćh oznacˇenyćh 14 a 17 (viz. obra´zek 5.3). Jejich parametry jsou v tabulce 5.2. Data jsem zredukovala pomocı´ programu Esorex a receptu˚ pro spektrograf SINFONI, jejichzˇ na´vod je popsany´ v Kapitole 4.

Obra´zek 5.3: Pozorovańı´ hveˇzdokupy Quintuplet (prˇevzato z (Liermann et al., 2009)). Spektrum jednotlivyćh hveˇzd jsem tedy zredukovala a vykreslila vsˇechny trˇi hveˇzdy pomocı´ Gnuplotu do jednoho na´zorne´ho grafu 5.5. V grafu mu˚zˇeme videˇt zelene´ spektrum WR 102g, modre´ spektrum WR 102f a cˇervene´ spektrum jesˇteˇ neoznacˇene´ WR hveˇzdy LHO 76. Hveˇzdy WR 102g a WR 102f jsou obeˇ


57

Obra´zek 5.4: Obra´zek 160 pozorovanyćh hveˇzd s cˇ´ıselny´m oznacˇenı´m v LHO katalogu (modrˇe jsou oznacˇeny mnou zpracovane´ hveˇzdy) (prˇevzato a upraveno z (Liermann et al., 2009)).


Obra´zek 5.5: Spektrum trˇ´ı zkoumanyćh hveˇzd (LHO 34, 47 a 76) v K pa´smu.

58


59

Oznacˇenı´ (LHO/WR/Jine´) RA DE 34/WR 102g/qF 235S 17 : 46 : 15.16 −28 : 49 : 41.9 47/WR 102f/qF 235N 17 : 46 : 15.14 −28 : 49 : 40.0 76/-/[DWC2011]71 17 : 46 : 14.15 −28 : 49 : 35.4 Ks (mag) Sp. typ RV (km/s) 11.3 WC8 95 10.4 WC8 115 10.3 WC9d 137 Tabulka 5.2: Parametry trˇ´ı zkoumanyćh WR hveˇzd - WR 102g, WR 102f a LHO 76 (prˇevzato a upraveno z (Liermann et al., 2009)).

podtypu WC8 a rysy jejich spekter jsou si velice podobne´. Liermann et al. (2009) nove´ Wolfoveˇ-Rayetoveˇ hveˇzdeˇ LHO 76 prˇirˇadili spektra´lnı´ typ WC9d, z cˇehozˇ vyply´va´, zˇe se ve spektru budou vyskytovat cˇa´ry jednou ionizovane´ho uhlı´ku C II. Ve spektrech v grafu 5.5 je ale videˇt, zˇe u WR hveˇzdy LHO 76 emisnı´ cˇa´ry uhlı´ku C II kolem 2.35µm (tedy 2.34µm, 2.35µm a 2.36µm) chybı´, tudı´zˇ silna´ emise na vlnove´ de´lce 2.11µm je pravdeˇpodobneˇ zpu˚sobena jen iontem C III. Naopak hveˇzda WR 102g (klasifikovana´ jako WC8) ma´ celkem vy´raznou emisi cˇar uhlı´ku C II okolo 2.35µm, takzˇe emise u cˇa´ry 2.11µm by mohla by´t rovneˇzˇ od uhlı´ku C II a ne C III. Tento fakt podporujı´ i cˇa´ry uhlı´ku C IV, ktere´ u hveˇzdy WR 102g jsou ma´lo vy´razne´, cozˇ naznacˇuje, zˇe je z teˇchto trˇ´ı hveˇzd nejchladneˇjsˇ´ı. Toto vsˇak opeˇt koliduje s faktem, zˇe LHO 76 je oznacˇena jako hveˇzda typu WC9d a tento typ by meˇl by´t podle (Sander et al., 2012) nejchladneˇjsˇ´ı. Sı´la cˇa´ry uhlı´ku C IV na 2.079µm naznacˇuje, zˇe efektivnı´ teplota hveˇzdy LHO 76 je veˇtsˇ´ı nezˇ efektivnı´ teplota WR 102f a ta je zase veˇtsˇ´ı nezˇ efektivnı´ teplota WR 102g. Z toho plyne, zˇe klasifikace hveˇzdy LHO 76 jako typ WC9d je neprˇesna´ a vıće by te´to hveˇzdeˇ odpovı´dal typ WC8d, cozˇ by z nı´ deˇlalo mnohem vzaćneˇjsˇ´ı hveˇzdu. Naopak u hveˇzdy WR 102g by vıće sedeˇla klasifikace WC9. Kromeˇ cˇar uhlı´ku se ve spektru objevujı´ jesˇteˇ cˇa´ry dusı´ku, ktere´ jsou ale ma´lo vy´razne´ a cˇa´ry helia He II a vodı´ku H. U WR 102f nejsou cˇa´ry He I moc silne´, nejvıće je to viditelne´ u cˇa´ry He II na vlnove´ de´lce 2.189µm. To naznacˇuje, zˇe tato hveˇzda ma´ meńeˇ helia, nezˇ WR 102g a LHO 76. Naopak silneˇjsˇ´ı cˇa´ra 2.189µm u hveˇzdy WR 102g, ktera´ ma´ ze vsˇech trˇ´ı hveˇzd pravdeˇpodobneˇ nejnizˇsˇ´ı efektivnı´ teplotu, by mohla znamenat zvy´sˇene´ zastoupenı´ he´lia. Pro u´plnost jsem oznacˇila pomocı´ NISTu i cˇa´ry He I.

5.2

WR 105

WR 105 (V4578 Sgr) je hveˇzda spektra´lnı´ trˇ´ıdy WN9h vykazujıćı´ neterma´lnı´ radio spektra´lnı´ index. Je pozdeˇjsˇ´ım typem WN hveˇzdy bez viditelne´ evidence dvojhveˇzdne´ho syste´mu, ale se zvy´sˇenou rentgenovou emisı´ nad u´rovnı´ ocˇeka´vanou u samotne´ hveˇzdy. Promeˇnnost v radiove´ oblasti na cˇasove´ sˇka´le dvou let naznacˇuje dvojhveˇzdny´ syste´m. Nejsou ale zˇa´dne´ jine´ du˚kazy o bina´rnosti, a tak je povazˇovańa za osamocenou hveˇzdu (Hamann


60

et al., 2006; Chapman et al., 1999). Absence absorpcˇnıćh cˇar od spolecˇnı´ka ve spektru nevylucˇuje jeho prˇ´ıtomnost. WR 105 je velmi jasna´ a jejı´ spektrum mu˚zˇe spolecˇnı´ka snadno ukry´t (Dougherty and Williams, 2000). WR 105 se nacha´zı´ v asociaci Sgr OB1 v blı´zkosti mlhoviny M 20 (Trifid nebula) a je zakry´vańa oblastı´ s vysokou extinkcı´ (Harries et al., 2004). Radiova´ pozorovańı´ ukazujı´ kromeˇ neterma´lnı´ho spektra´lnı´ho indexu take´ promeˇnnost radiove´ho toku (Cappa et al., 2004). WR 105 byla identifikovańa jako hveˇzda se silnou emisı´ v cˇa´rˇe Hα a zı´skala oznacˇenı´ AS 268 (Merrill and Burwell, 1950) a Ve 2-47 (Velghe, 1957). Jako Wolfova-Rayetova hveˇzda byla uvedena v katalogu (van der Hucht et al., 1981).

Spektra´lnı´ typ v∞ (km/s) Teff (kK) M (M ) R (R ) MV (mag) V (mag) log L (L ) Av (mag) Sp. index (α) log M˙ (M /rok) d (kpc) Spektra´lnı´ typ v∞ (km/s) Teff (kK) M (M ) R (R ) MV (mag) V (mag) log L (L ) Av (mag) Sp. index (α) log M˙ (M /rok) d (kpc)

Ignace et al. (2000)

Nugis and Lamers (2002)

Smith and Houck (2005)

WN9h 700 31.6 25.0 26.6 5.80 −4.20 1.60

WN9 1200 21.8 26.3 5.81 −4.55 -

WN9h 1200 12.95 5.80 8.63 ± 0.03 −0.3 −4.55 1.58

Hamann et al. (2006)

Crowther (2007)

De Becker and Raucq (2013)

WN9h 800 35.5 25.0 21.1 −6.9 5.80 −4.50 -

WN9 700 32.0 −6.7 5.70 −4.70 -

WN9h 700 −0.3 −4.20 1.58

Tabulka 5.3: Parametry WR 105 z ru˚znyćh zdroju˚.

V tabulce 5.3 jsou jednotlive´ parametry hveˇzdy WR 105 (v∞ - konecˇna´ rychlost veˇtru, Teff - efektivnı´ teplota, M - hmotnost, R - polomeˇr, MV - absolutnı´ magnituda, V - vizua´lnı´ magnituda, log L - logaritmus za´rˇive´ho toku, Av - mezihveˇzdna´ extinkce, log M˙ - logaritmus rychlosti ztra´ty hmoty a d - vzda´lenost).


5.2.1

61

Vy´sledky z pozorovańı´ v Ondrˇejoveˇ

Samotnou WR 105 jsem pozorovala v blı´zke´m infracˇervene´m oboru 9.7.2013 (spektrum od 8400 do 8900 ˚A) a 23.7.2013 (spektrum od 7900 do 8450 ˚A), pomocı´ coude´ spektrografu 2-m dalekohledu v Ondrˇejoveˇ, ktery´ ma´ mrˇ´ızˇku 830.77 vrypu˚/mm a CCD cˇip SITE, Pylon 2K excelon, 2048 × 512 pixelu˚ (13.5µm na pixel) se spektra´lnı´m rozlisˇenı´m v cˇervene´ oblasti R ∼ 13000, v kamerˇe s ohniskovou vzda´lenostı´ 700 mm. K vlnove´ kalibraci jsem pouzˇila srovna´vacı´ spektrum ThAr lampy. Data jsem zredukovala pomocı´ programu IRAF. Spektrum WR 105 z 23.7. je vykresleno pomocı´ Gnuplotu v grafu 5.6 a spektrum z 9.7. je v grafu 5.7. Kromeˇ spektra hveˇzdy (cˇervena´ cˇa´ra) je v grafech vykresleno i synteticke´ spektrum (zelena´ cˇa´ra) (pro prˇehlednost jsou obeˇ spektra od sebe posunuta), ktere´ vypocˇ´ıta´va´ program PoWR (The Potsdam Wolf-Rayet Models). Synteticka´ spektra jsem sta´hla z databa´ze spekter tohoto programu http://www.astro.physik.uni-potsdam. de/~wrh/PoWR/, kde bylo toto spektrum oznacˇeno jako WNL 4-10.

Obra´zek 5.6: Spektrum WR 105 pozorovane´ na vlnove´ de´lce 7900 − 8450 ˚A. V obou dvou grafech je videˇt, zˇe pozorovane´ spektrum WR 105 je skoro v souladu s modelovy´m. V prˇ´ıpadeˇ 5.6 je spektrum dost kontaminovane´ teluricky´mi cˇarami zemske´ atmosfe´ry, ktera´ je v tomto rozsahu vlnovyćh de´lek velmi vy´razna´ a neda´ se moc dobrˇe odstranit. Jelikozˇ WR 105 je hveˇzda typu WN9h, kde h je oznacˇenı´ emisnıćh cˇar vodı´ku, jsou ve spektru vy´razne´ cˇa´ry dusı´ku i vodı´ku. Kromeˇ teˇchto dvou prvku˚ se zde vyskytujı´ jesˇteˇ emisnı´ cˇa´ry uhlı´ku a helia. Tyto cˇa´ry jsem urcˇila podle modelu a take´ podle databa´ze NIST (National Institute of Standards and Technology) http://physics.nist.gov/ PhysRefData/ASD/lines_form.html. Vodı´kove´ cˇa´ry ve spektru 5.7 jsou jasneˇjsˇ´ı u nizˇsˇ´ıch prˇechodu˚ (14-3, 13-3, 12-3), u vysˇsˇ´ıch prˇechodu˚ (17-3, 16-3, 15-3) uzˇ nejsou tolik vy´razne´. Je videˇt, zˇe se opravdu jedna´ o pozdnı´ typ WN hveˇzdy, kde jsou vodı´kove´ cˇa´ry (v raneˇjsˇ´ıch typech WN hveˇzd se


62

Obra´zek 5.7: Spektrum WR 105 pozorovane´ na vlnove´ de´lce 8400 − 8900 ˚A. vodı´k nenacha´zı´) (Crowther, 2007). Vsˇechny urcˇene´ heliove´ cˇa´ry jsou velmi jasneˇ videˇt. Na vlnove´ de´lce 8621.2 ˚A mu˚zˇeme videˇt silnou absorpcˇnı´ cˇa´ru v podobeˇ DIB (Diffuse interstellar band), cozˇ nepochybneˇ souvisı´ s prˇ´ıtomnostı´ mlhoviny v blı´zkosti hveˇzdy. U spektra 5.6 nejsou cˇa´ry uhlı´ku C III (kolem 8350 ˚A) tolik vy´razne´ jako ty vyskytujıćı´ se v modelu. Dalsˇ´ı uka´zka odlisˇnosti od modelu je emise uhlı´ku C III (u 8018 ˚A) nebo spı´sˇe dusı´ku N III (u 8021 ˚A). V modelu se cˇa´ra teˇchto mozˇnyćh prvku˚, na rozdı´l od pozorovane´ho spektra, vu˚bec nevyskytuje, cozˇ je velmi zvla´sˇtnı´. Pokud se podı´va´me do cˇlańku (Hamann et al., 2006), kde vyuzˇ´ıvajı´ stejny´ model synteticke´ho spektra jako je zde, mu˚zˇeme videˇt cˇa´ru iontu uhlı´ku kolem vlnove´ de´lky 5700 ˚A a ani v tomto prˇ´ıpadeˇ model neuka´zal jeho prˇ´ıtomnost (pro dany´ model nenı´ videˇt), ale pozorovańı´ ano . V cˇlańku Nugis et al. (2008) je cˇa´ra dusı´ku N III ve spektru WR 105 oznacˇena, a kromeˇ nı´ i cˇa´ra he´lia He II na vlnove´ de´lce (u 8236.8 ˚A, prˇechod 9-5). Cˇa´ra v me´m napozorovane´m spektru bude pravdeˇpodobneˇ uhlı´k N III anebo smeˇs uhlı´ku N III s He II. Neprˇ´ıtomnost cˇa´ry N III v modelu je pravdeˇpodobneˇ zpu˚sobena tı´m, zˇe do neˇho nebyla zahrnuta. V prˇ´ıpadeˇ druhe´ho spektra 5.7 jsou cˇa´ry uhlı´ku C III trochu silneˇjsˇ´ı nezˇ ty prˇedpovı´dane´ modelem. Vysˇsˇ´ı zastoupenı´ uhlı´ku by mohlo by´t du˚sledek vy´vojove´ho prˇechodu od fa´ze WN typu hveˇzdy k dalsˇ´ı fa´zi vy´voje. Podle cˇlańku (Crowther, 2007) by vy´voj meˇl probı´hat podle posloupnosti: O → WN(H-bohate´) → LBV → WN(H-chude´) → WC → SN Ic (pro hveˇzdy z pocˇa´tecˇnı´ hmotnostı´ veˇtsˇ´ı jak 75 M ). U (Sander et al., 2012) jsou mozˇne´ dva vy´voje: O → WNL → LBV/WNE → WO → SN Ib/c (pro pocˇa´tecˇnı´ hmotnost hveˇzdy 45-60 M ) a O → Of/WNL ↔ LBV [→ WNL] → SN IIn (pro hveˇzdy z pocˇa´tecˇnı´ hmotnostı´ veˇtsˇ´ı jak 60 M ). (Martins et al., 2007) navrhuje vy´vojovy´ sceńa´rˇ: (Ofpe/WN9 ↔ LBV) → WN8 → WN/C → WC → SN (pro pocˇa´tecˇnı´ hmotnost hveˇzdy 30-60 M ). Podle (Maeder et al., 2008) prˇi prˇechodu od WN k WC je mozˇna´ prˇ´ıtomnost jak dusı´ku, tak uhlı´ku soucˇasneˇ. Hveˇzdy typu WC majı´ nizˇsˇ´ı teplotu nezˇ hveˇzdy typu WN. Tato nizˇsˇ´ı teplota by mohla posunout ionizacˇnı´ rovnova´hu uhlı´ku smeˇrem k nizˇsˇ´ım ionizacˇnı´m


63

stupnˇu˚m. Tento prˇ´ıpad se shoduje s pozorovańı´m v prˇ´ıpadeˇ WR 105.

5.2.2

Vy´sledky ze spektrografu CRIRES

Potrˇebna´ napozorovana´ data k WR 105 jsem nasˇla a sta´hla z ESO archivu. Jednalo se o dveˇ sady pozorovańı´ oznacˇena´ 087.D-0066(A) a 087.D-066(B), ktera´ nebyla dosud nikde pouzˇita. V prvnı´m prˇ´ıpadeˇ sada obsahovala deveˇt pozorovańı´ v rozsahu vlnovyćh de´lek 3650 − 3748 nm a v druhe´m cˇtyrˇi v rozsahu 4605 − 4725 nm. Data jsem zredukovala pomocı´ programu Gasgano a receptu˚ pro spektrograf CRIRES, jejichzˇ na´vod je popsany´ v Kapitole 4. Z grafu 5.8 za´vislosti rektascenze na deklinaci mu˚zˇeme videˇt, zˇe pozorovańı´ neprobı´hala prˇesneˇ na sourˇadnicıćh odpovı´dajıćı´m katalogovy´m sourˇadnicı´m Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy WR 105, ale v jejı´m okolı´ (pravdeˇpodobneˇ s cı´lem studovat okolı´ hveˇzdy a prˇ´ıpadneˇ objevit okolohveˇzdnou hmotu jako u blı´zke´ Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy WR104). V prˇ´ıpadeˇ dat z 087.D-0066(A) je vyznacˇeno zeleny´mi krˇ´ızˇky a v prˇ´ıpadeˇ 087.D-066(B) modry´mi hveˇzdicˇkami. Samotna´ WR 105 (jejı´zˇ sourˇadnice jsou 18:02:23.45 -23:34:37.5) je oznacˇena cˇerveny´m krˇ´ızˇkem. WR105 - pozice jednotlivych pozorovani -23.5764 WR105pozice WR105poziceA WR105poziceB

-23.5766 -23.5768 -23.577

DE (h)

-23.5772 -23.5774 -23.5776 -23.5778 -23.578 -23.5782 -23.5784 18.0396 18.0397 18.0397 18.0398 18.0398 18.0399 18.0399 RA (h)

18.04

18.04

18.0401 18.0401

Obra´zek 5.8: Pozice jednotlivyćh pozorovańı´ kolem WR 105. Jednotliva´ data jsem tedy zredukovala a pote´ jsem obeˇ sady (deveˇt spekter a cˇtyrˇi spektra) pomocı´ gnuplotu vykreslila do grafu˚ 5.9 a 5.10, 5.11 a 5.12. Ze vsˇech grafu˚ je videˇt, zˇe acˇkoliv byla pozorovańı´ prova´deˇna na ru˚znyćh mı´st kolem hveˇzdy WR 105, tak se spektra na danyćh vlnovyćh de´lkaćh prakticky od sebe nelisˇ´ı.


64

Obra´zek 5.9: Deveˇt slozˇenyćh spekter z ru˚znyćh pozic kolem WR 105 na vlnovyćh de´lkaćh 3650 − 3675 nm a 3680 − 3702 nm.

Obra´zek 5.10: Deveˇt slozˇenyćh spekter z ru˚znyćh pozic kolem WR 105 na vlnovyćh de´lkaćh 3704 − 3726 nm a 3728 − 3748 nm.

Obra´zek 5.11: Cˇtyrˇi slozˇena´ spektra z ru˚znyćh pozic kolem WR 105 na vlnovyćh de´lkaćh 4605 − 4635 nm a 4635 − 4665 nm.

Za´veˇr

65

Obra´zek 5.12: Cˇtyrˇi slozˇena´ spektra z ru˚znyćh pozic kolem WR 105 na vlnovyćh de´lkaćh 4670 − 4695 nm a 4695 − 4725 nm. Ve spektrech mu˚zˇeme videˇt spoustu ru˚znyćh absorpcˇnıćh cˇar, cozˇ je du˚sledek toho, zˇe samotna´ hveˇzda WR 105 se nacha´zı´ za silneˇ zakry´vajıćı´m mrakem plynu a prachu. Bylo by vhodne´ WR 105 pozorovat pomocı´ spektrografu SINFONI, protozˇe tak pu˚jde studovat jak samotnou hveˇzdu, tak i jejı´ blı´zke´ okolı´ a tı´m se o te´to tajemne´ hveˇzdeˇ dozveˇdeˇt mnohem vıće. Plańem do budoucna je tedy napsat vhodny´ pozorovacı´ proposal ESO a napozorovat tuto hveˇzdu vıće dopodrobna.

Za´veˇr Tato diplomova´ praće byla zameˇrˇena prˇedevsˇ´ım na spektroskopicke´ studium infracˇervene´ho za´rˇenı´ Wolfovyćh-Rayetovyćh hveˇzd a pru˚zkum diagnostickyćh mozˇnostı´ spektroskopickyćh pozorovańı´ vybrany´mi infracˇerveny´mi spektrografy (CRIRES a SINFONI). V prvnı´m prˇ´ıpadeˇ jsme se zameˇrˇili na spektroskopicke´ studium hveˇzdokupy Quintuplet a v nı´ obsazˇenyćh neˇkolik vybranyćh WR hveˇzd (WR 102g, WR 102f a LHO 76) podtypu WC. Data k teˇmto hveˇzda´m byla zı´skańa ze spektrografu SINFONI a redukovala se pomocı´ programu EsoRex. Porovnańı´m vsˇech trˇ´ı spekter teˇchto hveˇzd jsme dosˇli k za´veˇru, zˇe klasifikace u WR hveˇzdy LHO 76 je neprˇesna´ a te´to hveˇzdeˇ by vıće odpovı´dal podtyp WC8d nezˇ WC9d a u hveˇzdy WR 102g by vıće sedeˇla klasifikace WC9 nezˇ WC8. V druhe´m prˇ´ıpadeˇ jsme zkoumali hveˇzdu WR 105, jak z dat stazˇenyćh z ESO archivu, tak z dat pozorovanyćh v Ondrˇejoveˇ. Pozorovańı´ v Ondrˇejoveˇ probı´hala ve dvou nocıćh a zı´skala se dveˇ IRAFem zredukovana´ spektra, ktera´ se pote´ srovnala s modelovy´m spektrem, ktere´ bylo vypocˇ´ıtane´ programem PoWR. Z teˇchto spekter mu˚zˇeme usoudit, zˇe pozorovane´ spektrum WR 105 je skoro v souladu s modelovy´m azˇ na oblast kolem 8020 ˚A, kde model nepocˇ´ıta´ s cˇarou bud’ dusı´ku N III nebo uhlı´ku C III. Pokud by se jednalo o uhlı´k C III, je to pravdeˇpodobneˇ du˚sledkem toho, zˇe hveˇzda prˇecha´zı´ z podtypu WNL hveˇzdy k podtypu WC hveˇzdy, podle jednoho z mozˇnyćh vy´vojovyćh sceńa´rˇu˚. Data z ESO byla zı´skańa pomoci spektrografu CRIRES a zredukovańa pomoci programu Gasgano. Zredukovana´ data obsahovala neˇkolik pozorovanı´ z ru˚znyćh pozic v okolı´ hveˇzdy WR 105, ktere´ jsme slozˇili a vykreslili do neˇkolika grafu˚. Porovnańı´m teˇchto spekter bylo videˇt, ze se od sebe nelisˇ´ı, ve spektrech bylo take´ videˇt velke´ mnozˇstvı´ absorpcˇnıćh cˇar, ktere´ jsou du˚sledkem polohy hveˇzdy za silneˇ zakry´vajıćı´m mrakem plynu a prachu.

– 66 –

Prˇ´ıloha

– 67 –

Detektor

Typ spektro- Vlnove´ de´lky grafu

Spektra´lnı´ rozlisˇenı´

Observatorˇ

URL NIRI - Near InfraRed Imager and Spectrometer 2001 1024 × 1024 kombinace 1.0 − 5.5µm R = Gemini Aladdin -III mrˇ´ızˇka a hra400 − 1600 InSb nol, sˇteˇrbinovy´ http://www.gemini.edu/sciops/instruments/niri/?q=sciops/instruments/niri NIFS - Near-Infrared Integral Field Spectrometer 2006 2048 × 2048 mrˇ´ızˇkovy´ 0.95 − R ∼ 5000 Gemini Hawaii -2 2.40µm HgCdTe http://www.gemini.edu/sciops/instruments/niri/?q=sciops/instruments/niri GNIRS - Long-slit and cross-dispersed spectrograph 2004 1024 × 1022 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 1.0 − 5.40µm, R ∼ 1700, Gemini Aladdin -III binovy´ 0.9 − 2.5µm R ∼ 5000, InSb R ∼ 18000 http://www.gemini.edu/sciops/instruments/gnirs Michelle - Mid-infrared imager and spectrometer 2003? 320 × 240 mrˇ´ızˇkovy´, esˇe- 7.0 − 26.0µm R ∼ Gemini Si:As IBC letovy´ 100 − 30000 http://www.gemini.edu/?q=node/10009 TEXES - Texas Echelon Cross Echelle Spectrograph 2006 256 × 256 mrˇ´ızˇkovy´, esˇe- 5.0 − 25.0µm R ∼ 100000 Gemini Si:As IBC letovy´, sˇteˇrbinovy´

Na´zev V provozu od

drˇ´ıve na Gemini South

drˇ´ıve pouzˇ´ıvań na UKIRT

Hostujıćı´

Gemini North

Gemini North

Pozna´mka

Gemini North

Gemini North

Gemini North

Dalekohled

Prˇ´ıloha 68

http://www.gemini.edu/sciops/instruments/oscir/oscirIndex.html

http://www.gemini.edu/sciops/instruments/texes-north FLAMINGOS-2 - Near-Infrared wide field imager and multi-object spectrometer N/A Hawaii -II kombinace 0.95 − R = Gemini Gemini South HgCdTe mrˇ´ızˇka a 2.40µm 1200 − 3000 hranol, sˇteˇrbinovy´, vıćeobjektovy´ http://www.gemini.edu/sciops/instruments/flamingos2/?q=sciops/instruments/flamingos2 T-ReCS - Thermal-Region Camera Spectrograph 2004 ZnSe, KRS -5 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 8.0 − 26.0µm R ∼ Gemini Gemini South binovy´ 100 − 1000 http://www.gemini.edu/?q=node/10061 NIRSPEC - Near-infrared single-slit cross-dispersed echelle and grating spectrometer 2000 1024 × 1024 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 0.96 − R ∼ Gemini Aladdin -III binovy´, esˇele- 5.50µm 1500 − 3000, InSb tovy´ R ∼ 15000 − 75000 http://www2.keck.hawaii.edu/inst/nirspec/ OSCIR - Mid-IR imager/spectrometer do 2000 128 × 128 sˇteˇrbinovy´ 8.0 − 25.0µm R = Gemini Si:As IBC 100 − 1000

Nedostupny´, pouzˇ´ıvany´ na IRTF, CTIO 4m a Keck II, nahrazeny´ Michelle a T-ReCS

Nedostupny´, nynı´ na Keck II

drˇ´ıve zna´my´ jako MIRI

Nedostupny´ (dı´ky praskle´ cˇocˇce kolima´toru)

Prˇ´ıloha 69

http://www.gemini.edu/?q=node/10239 OSIRIS - Ohio State Infrared Imager/Spectrometer 2005 2048 × 2048 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 1.0 − 2.5µm R ∼ 1200, R ∼ CTIO Hawaii -2 binovy´, vıće3000 HgCdTe objektovy´ http://www2.keck.hawaii.edu/inst/osiris/ CanariCam - Mid-infrared imager with spectroscopic, coronagraphic, polarimetric capabilities

Flamingos-I - Near-IR imager and multi-object spectrometer 2002 2048 × 2048 kombinace 0.9 − 1.8µm, R ∼ 350 Gemini Hawaii -II mrˇ´ızˇka a 1.5 − 2.4µm HgCdTe hranol, sˇteˇrbinovy´, vıćeobjektovy´ http://www.gemini.edu/sciops/instruments/flamingos1/flam1Index.html CIRPASS - Near-IR Integral Field Unit spectrograph 2003 1024 × 1024 vla´knovy´ 1.0 − 1.7µm R ∼ 3000 Gemini Hawaii -I HgCdTe http://www.gemini.edu/sciops/instruments/cirpass/cirpassIndex.html Phoenix - High resolution spectrometer 2008 − 2011 512 × 1024 sˇteˇrbinovy´, 1.0 − 5.0µm R ∼ 50000 − Gemini Aladdin -II esˇeletovy´ 80000 InSb

SOAR 4.1m

Drˇ´ıve pouzˇ´ıvany´ i na Kitt Peak National Observatory 2m a 4m dalekohledech

Nedostupny´

Nedostupny´

Prˇ´ıloha 70

320 × 240 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 7.4 − 13.5µm, R ∼ 100 a ORM Si:As IBC binovy´ 15.7 − 1300, R ∼ 60 25.3µm a 700 http://www.gtc.iac.es/instruments/canaricam/canaricam.php CIRCE - Canary InfraRed Camera Experiment 2013 kombinace 1.0 − 2.5µm R = 410, R = ORM mrˇ´ızˇka a hra725, R = 1500 nol, sˇteˇrbinovy´

http://www.gtc.iac.es/instruments/circe/circe.php EMIR (Espectro´grafo Multiobjeto InfraRojo) - Infrared Multi-Object Spectrograph 2006, 2011? 2048 × 2048 sˇteˇrbinovy´, vı´- 0.9 − 2.5µm R = 4000, R = ORM Hawaii -2 ceobjektovy´ 3500 HgCdTe http://www.gtc.iac.es/instruments/emir/ FRIDA - inFRared Imager and Dissector for Adaptive optics 2004 2048 × 2048 mrˇ´ızˇkovy´ 0.9 − 2.5µm R ∼ 1300, ORM Hawaii -2 R ∼ 4000, HgCdTe R ∼ 30000 http://www.gtc.iac.es/instruments/frida/frida.php MIRADAS - Mid-resolution InfRAreD Astronomical Spectrograph 2011, 2017? 4096 × 2048 sˇteˇrbinovy´, 1.0 − 2.5µm R = 20000 ORM Hawaii -2 esˇeletovy´, HgCdTe vıćeobjektovy´ http://www.gtc.iac.es/instruments/miradas/miradas.php CRIRES - CRyogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph

2004, 2012?

spektrograf se zobrazovańı´m

GTC

GTC

ve vy´voji

ve vy´voji, pracuje i jako polarimetr a spektrograf

GTC

GTC

GTC

Prˇ´ıloha 71

4096 × 512 esˇeletovy´ 0.95 − Razˇ100000 Aladdin -III 5.20µm InSb https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/crires/ FORS2 - FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph 2 2004? 2048 × 4096 kombinace 0.33 − R = 100 − 400 MIT CCDs mrˇ´ızˇka a 1.10µm hranol, sˇteˇrbinovy´, vıćeobjektovy´

http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/fors/ KMOS - K-band Multi-Object Spectrograph 2012 2048 × 2048 mrˇ´ızˇkovy´, vı´- 0.8 − 2.5µm R ∼ 3200, Hawaii -2 ceobjektovy´ R ∼ 3400, HgCdTe R ∼ 4000, R ∼ 4200, R ∼ 1800 http://www.eso.org/sci/facilities/develop/instruments/kmos.html SINFONI - Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared 2004 2048 × 2048 mrˇ´ızˇkovy´ 1.10 − R = 2000, Hawaii -2 2.45µm R = 3000, HgCdTe R = 4000, R = 1500 http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/sinfoni/ XSHOOTER - Multi wavelength medium resolution spectrograph

2006

VLT-UT1 (Antu)

VLT-UT4 (Yepun)

ESO

VLT-UT1 (Antu)

ESO

ESO

VLT-UT1 (Antu)

ESO

multimo´dovy´ (zobrazovańı´, polarimetrie, spektroskopie) opticky´ prˇ´ıstroj

nedostupny´

Prˇ´ıloha 72

2048 × 2048 sˇteˇrbinovy´, 0.30 − R = ESO Hawaii -2 esˇeletovy´ 2.48µm 4000 − 14000 HgCdTe http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/xshooter/index.html VISIR - VLT Imager and Spectrometer for mid Infrared N/A 256 × 256 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 8.0 − 13.0µm, R = 150, R = ESO DRS BIB binovy´, esˇele- 16.5 − 30000 tovy´ 24.5µm http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/visir/ ISAAC - Infrared Spectrometer And Array Camera 2008, 1998? 1024 × 1024 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 1.0 − 2.5µm, R = ESO Hawaii binovy´ 2.5 − 5.0µm 200 − 11500, HgCdTe, R = 1024 × 1024 180 − 10000 Aladdin InSb https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/isaac/ CES (Coude Echelle Spectrometer) - ESO’s highest resolution spectrograph 2004 − 2008? 2048 × 4096 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 0.346 − Razˇ220000 ESO EEV CCD binovy´, esˇele- 1.028µm tovy´, vla´knovy´ http://www.eso.org/sci/facilities/lasilla/instruments/ces/ TIMMI2 - Thermal Infrared Multi-Mode Instrument 2 do 2006 320 × 240 kombinace 4.0 − 20.0µm R = 160, R = ESO Si:As IBC mrˇ´ızˇka a hra130 nol, sˇteˇrbinovy´

http://www.eso.org/sci/facilities/lasilla/instruments/timmi/index.html

2008

dveˇ neza´visla´ ramena, nedostupny´

nedostupny´

zobrazovańı´, polarimetrie, spektroskopie, nedostupny´

3.6 m

3.6 m

skla´da´ se ze trˇ´ı ramen (UVB, VIS, NIR)

VLT-UT3 (Melipal)

VLT-UT3 (Melipal)

VLT-UT2 (Kueyen)

Prˇ´ıloha 73

EFOSC2 - ESO Faint Object Spectrograph and Camera 2 2004? 2048 × 2048 kombinace 0.305 − N/A ESO CCD mrˇ´ızˇka a hra- 1.100µm nol, mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇrbinovy´, vıćeobjektovy´ http://www.eso.org/sci/facilities/lasilla/instruments/efosc/index.html SofI (Son of ISAAC) - Infrared spectrograph and imaging camera 1997? 1024 × 1024 kombinace 0.93 − R = ESO Hawaii mrˇ´ızˇka a hra- 2.54µm 600 − 2200 HgCdTe nol, sˇteˇrbinovy´ http://www.eso.org/sci/facilities/lasilla/instruments/sofi/index.html SpeX - Micron Medium-Resolution Spectrograph and Imager 2001? 1024 × 1024 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 0.8 − 5.4µm R ∼ Mauna Kea Aladdin -III binovy´ 1000 − 2000 InSb http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/~spex/ CSHELL - Cryogenic Near-IR Facility Spectrograph 1994? 256 × 256 sˇteˇrbinovy´, 1.0 − 5.5µm Razˇ30000 Mauna Kea Hughes SBRC esˇeletovy´ InSb http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/~cshell/ iSHELL - High-Resolution Echelle Spectrograph 2011? 2048 × 2048 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 1.2 − 2.5µm, R = 80000, Mauna Kea Hawaii -2 binovy´ 3.0 − 5.0µm R = 67000 HgCdTe http://irtfweb.ifa.hawaii.edu/~ishell/index.html IRTF

IRTF

IRTF

NTT

NTT

pouzˇ´ıva´ ponornou mrˇ´ızˇku

Prˇ´ıloha 74

http://www.cfa.harvard.edu/mirsi/ GriF - 3D infrared integral Field Spectrograph in the K band 2001? N/A kombinace 1.93 − R ∼ 2000, R ∼ Mauna Kea mrˇ´ızˇka a hra- 2.45µm 400 nol, sˇteˇrbinovy´ http://www.cfht.hawaii.edu/Instruments/Spectroscopy/GriF/ MOSFIRE - NIR multi-object spectrograph 2012 2048 × 2048 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 0.97 − R = Mauna Kea Hawaii -2 binovy´ 1.12µm, 300 − 5000 HgCdTe 1.15 − 1.35µm, 1.46 − 1.81µm, 1.93 − 2.45µm http://www2.keck.hawaii.edu/inst/mosfire/ NIRC - Near Infrared Camera (infrared images and spectra) 1998 − 2008? 256 × 256 sˇteˇrbinovy´ 1.0 − 5.0µm R ∼ 60 − 120 Mauna Kea Hughes SBRC InSb http://www2.keck.hawaii.edu/inst/nirc/

MIRSI - Mid-Infrared Spectrometer and Imager 2002? 320 × 240 kombinace 2.0 − 14.0µm, R = 200, R = Mauna Kea Si:As IBC mrˇ´ızˇka a hra- 17.0 − 100 nol, sˇteˇrbinovy´ 28.0µm

Keck I

Keck I

CFHT

IRTF

nedostupny´

nedostupny´

zı´ska´va´ spektra i snı´mky s vysoky´m rozlisˇenı´m na neˇkolika λ

Prˇ´ıloha 75

http://www.naoj.org/Observing/Instruments/COMICS/index.html IRCS - Infrared Camera and Spectrograph 1998, 2005? 1024 × 1024 kombinace 0.9 − 5.6µm Razˇ20000 Mauna Kea Aladdin -III mrˇ´ızˇka a hraInSb nol, esˇeletovy´ http://www.naoj.org/Observing/Instruments/IRCS/index.html MOIRCS - Multi-Object InfraRed Camera and Spectrograph 2008? 2048 × 2048 kombinace 0.9 − 2.5µm R ∼ 500, Mauna Kea Hawaii -2 mrˇ´ızˇka a R ∼ 1300, HgCdTe hranol, sˇteˇrR ∼ 3000 binovy´, vıćeobjektovy´ http://www.naoj.org/Observing/Instruments/MOIRCS/index.html

NIRC-2 - Near Infrared Camera 2 (infrared images and spectra) 2001 256 × 256 kombinace 0.9 − 5.3µm R ∼ Mauna Kea Hughes SBRC mrˇ´ızˇka a hra2580 − 19380 InSb nol, sˇteˇrbinovy´ http://www2.keck.hawaii.edu/inst/nirc2 LWS - Long Wavelength Spectrometer 1998 − 2003 128 × 128 Bo- mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 3.0 − 25.0µm R = 100, R = Mauna Kea eing Si:As binovy´ 1400 http://www2.keck.hawaii.edu/inst/lws/ COMICS - Cooled Mid-Infrared Camera and Spectrograph 2000? 320 × 240 mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇr- 7.5 − 25.0µm R = Mauna Kea Si:As IBC binovy´ 250 − 10000

optimalizovańo pro 7.5 − 13.5µm, nedostupny´?

Subaru

Subaru

nedostupny´?

nedostupny´

Keck I

Subaru

nedostupny´

Keck I

Prˇ´ıloha 76

FMOS - Fiber Multi Object Spectrograph 2008 2048 × 2048 vla´knovy´, vı´- 0.9 − 1.8µm R = 600, R = Mauna Kea Hawaii -2 ceobjektovy´ 2200 HgCdTe http://www.naoj.org/Observing/Instruments/FMOS/ LIRIS - Long-slit Intermediate Resolution Infrared Spectrograph 2003 1024 × 1024 kombinace 0.8 − 2.5µm R ∼ 1000, R ∼ ENO Hawaii mrˇ´ızˇka a hra5000 HgCdTe nol, sˇteˇrbinovy´ http://www.ing.iac.es/astronomy/instruments/liris/ Nics - Near Infrared Camera Spectrometer ?2003 − 2009? 1024 × 1024 kombinace 0.9 − 2.5µm R = 50 − 500, ENO Hawaii mrˇ´ızˇka a R = 2500 HgCdTe hranol nebo mrˇ´ızˇkovy´, sˇteˇrbinovy´ http://www.tng.iac.es/instruments/nics/ NOTCam - Nordic Optical Telescope near-infrared Camera and spectrograph 1999? 1024 × 1024 kombinace 0.8 − 2.5µm R = 2500, R = ENO Hawaii mrˇ´ızˇka a hra5500 HgCdTe nol, sˇteˇrbinovy´ http://www.not.iac.es/instruments/notcam/ Tabulka 5.4: Tabulka pozemnıćh spektrografu˚

multimo´dovy´ prˇ´ıstroj

multimo´dovy´ prˇ´ıstroj

TNG

NOT

WHT

Subaru

Prˇ´ıloha 77

Seznam pouzˇite´ literatury Beals, C. S.: 1929, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 90, 202 Bohannan, B. and Crowther, P. A.: 1999, Astrophys. J. 511, 374 Cappa, C., Goss, W. M., and van der Hucht, K. A.: 2004, Astron. J. 127, 2885 Chapman, J. M., Leitherer, C., Koribalski, B., Bouter, R., and Storey, M.: 1999, Astrophys. J. 518, 890 Conti, P. S.: 2000, Publ. Astron. Soc. Pacific 112, 1413 Cool-Cosmos: 2014, http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/ Crowther, P. A.: 1996, Mem. S. A. It. 67, 943 Crowther, P. A.: 2007, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 45, 177 Crowther, P. A.: 2008, in F. Bresolin, P. A. Crowther, and J. Puls (eds.), Massive Stars as Cosmic Engines, Vol. 250 of IAU Symposium, pp 47–62 Crowther, P. A., De Marco, O., and Barlow, M. J.: 1998, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 296, 367 Crowther, P. A., Hadfield, L. J., Clark, J. S., Negueruela, I., and Vacca, W. D.: 2006, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 372, 1407 Crowther, P. A., Hillier, D. J., and Smith, L. J.: 1995, Astron. Astrophys. 293, 403 Crowther, P. A. and Smith, L. J.: 1997, Astron. Astrophys. 320, 500 De Becker, M. and Raucq, F.: 2013, Astron. Astrophys. 558, Dougherty, S. M. and Williams, P. M.: 2000, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 319, 1005 Faherty, J. K., Shara, M. M., Zurek, D., Kanarek, G., and Moffat, A. F. J.: 2014, Astron. J. 147, 115 Figer, D. F., McLean, I. S., and Morris, M.: 1999, Astrophys. J. 514, 202 Figer, D. F., McLean, I. S., and Najarro, F.: 1997, Astrophys. J. 486, 420

– 78 –

Seznam pouzˇite´ literatury

79

Foellmi, C., Moffat, A. F. J., and Guerrero, M. A.: 2003, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 338, 1025 Glass, I. S.: 1999, Handbook of Infrared Astronomy, Cambridge University Press Grafener, G., Hamann, W. R., Hillier, D. J., and Koesterke, L.: 1998, Astron. Astrophys. 329, 190 Hadfield, L. J. and Crowther, P. A.: 2008, in F. Bresolin, P. A. Crowther, and J. Puls (eds.), Massive Stars as Cosmic Engines, Vol. 250 of IAU Symposium, pp 327–332 Hainich, R., Ru¨hling, U., Todt, H., Oskinova, L. M., Liermann, A., Gra¨fener, G., Foellmi, C., Schnurr, O., and Hamann, W. R.: 2014, Astron. Astrophys. 565, Hamann, W. R., Gra¨fener, G., Feldmeier, A., Oskinova, L., Barniske, A., and Liermann, A.: 2008, in A. Werner and T. Rauch (eds.), Hydrogen-Deficient Stars, Vol. 391 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series, p. 293 Hamann, W. R., Gra¨fener, G., and Liermann, A.: 2006, Astron. Astrophys. 457, 1015 Harries, T. J., Monnier, J. D., Symington, N. H., and Kurosawa, R.: 2004, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 350, 565 Hau, G., Kaufer, A., and Dumas, C.: 2013, SINFONI User Manual, European Southern Observatory, version 93.2 edition Ignace, R., Oskinova, L. M., and Foullon, C.: 2000, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 318, 214 Jung, Y., Ballester, P., and Peron, M.: 2013, CRIRES Pipeline User Manual, European Southern Observatory, issue 1.12 edition Kanarek, G. C., Shara, M. M., Faherty, J. K., Zurek, D., and Moffat, A. F. J.: 2014, ArXiv e-prints 1403.0975 Klein Gebbinck, M., Sforna, D., Ballester, P., and Peron, P.: 2007, Gasgano User’s Manual, European Southern Observatory, issue 4 edition Lidman, C. and Cuby, J.-G.: 2012, Sofi User’s manual, European Southern Observatory, issue 2.3 edition Liermann, A., Hamann, W. R., and Oskinova, L. M.: 2009, Astron. Astrophys. 494, 1137 Liermann, A., Hamann, W. R., Oskinova, L. M., Todt, H., and Butler, K.: 2010, Astron. Astrophys. 524, Maeder, A., Meynet, G., Ekstro¨m, S., Hirschi, R., and Georgy, C.: 2008, in F. Bresolin, P. A. Crowther, and J. Puls (eds.), Massive Stars as Cosmic Engines, Vol. 250 of IAU Symposium, pp 3–16 Martins, F., Genzel, R., Hillier, D. J., Eisenhauer, F., Paumard, T., Gillessen, S., Ott, T., and Trippe, S.: 2007, Astron. Astrophys. 468, 233


80

Mauerhan, J. C., Van Dyk, S., and Morris, P.: 2012, in L. Drissen, C. Rubert, N. StLouis, and A. F. J. Moffat (eds.), Four Decades of Massive Star Research - A Scientific Meeting in Honor of Anthony J. Moffat, Vol. 465 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series, p. 472 Mauerhan, J. C., Van Dyk, S. D., and Morris, P. W.: 2011, Astron. J. 142, 40 Merrill, P. W. and Burwell, C. G.: 1950, Astrophys. J. 112, 72 Mihalas, D.: 1978, Stellar atmospheres, 2nd edition, W. H. Freeman, San Francisco Modigliani, A., Mirny, K., Ballester, P., and Peron, M.: 2013, SINFONI Pipeline User Manual, European Southern Observatory, issue 19.0 edition Morozhenko, V. (ed.): 2012, Infrared radiation, InTech, Rijeka Neugebauer, G., Becklin, E., and Hyland, A. R.: 1971, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 9, 67 Nugis, T., Annuk, K., Hirv, A., Niedzielski, A., and Czart, K.: 2008, Baltic Astronomy 17, 39 Nugis, T. and Lamers, H. J. G. L. M.: 2002, Astron. Astrophys. 389, 162 Rieke, G. H.: 2007, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 45, 77 Sander, A., Hamann, W. R., and Todt, H.: 2011, Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege 80, 185 Sander, A., Hamann, W. R., and Todt, H.: 2012, Astron. Astrophys. 540, A144 Sander, A., Todt, H., Hainich, R., and Hamann, W. R.: 2014, Astron. Astrophys. 563, Schmutz, W., De Marco, O., Schild, H., Crowther, P., and Howarth, I.: 1999, in P. Whitelock and R. Cannon (eds.), The Stellar Content of Local Group Galaxies, Vol. 192 of IAU Symposium, p. 277 Shara, M. M., Faherty, J. K., Zurek, D., Moffat, A. F. J., Gerke, J., Doyon, R., Artigau, E., and Drissen, L.: 2012a, Astron. J. 143, 149 Shara, M. M., Zurek, D., Kanarek, G., and Faherty, J.: 2012b, in L. Drissen, C. Rubert, N. St-Louis, and A. F. J. Moffat (eds.), PFour Decades of Massive Star Research - A Scientific Meeting in Honor of Anthony J. Moffat, Vol. 465 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series, p. 465 Smith, J. D. T. and Houck, J. R.: 2005, Astrophys. J. 622, 1044 Smith, L. F.: 1968, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 141, 317 Smith, L. F.: 1969, Leaflet of the Astronomical Society of the Pacific 10, 193 Smith, L. F.: 1991, in R. Haynes and D. Milne (eds.), The Magellanic Clouds, Vol. 148 of IAU Symposium, p. 267


81

Smoker, J., Kaufer, A., and Dumas, C.: 2013, CRIRES User Manual, European Southern Observatory, issue 93.1 edition Tokunaga, A. T., Vacca, W. D., and Young, E. T.: 2013, in T. D. Oswalt and H. E. Bond (eds.), Planets, Stars and Stellar Systems. Volume 2: Astronomical Techniques, Software and Data, p. 99, Springer Science, Dordrecht van der Hucht, K. A.: 2001, New Astron. Rev. 45, 135 van der Hucht, K. A.: 2003, in K. van der Hucht, A. Herrero, and C. Esteban (eds.), A Massive Star Odyssey: From Main Sequence to Supernova, Vol. 212 of IAU Symposium, p. 441 van der Hucht, K. A., Conti, P. S., Lundstrom, I., and Stenholm, B.: 1981, Space Sci. Rev. 28, 227 Velghe, A. G.: 1957, Astrophys. J. 126, 302 Walder, R., Folini, D., and Meynet, G.: 2012, Space Sci. Rev. 166, 145

1 3MASARYKOVA UNIVERZITA Ѓ0 3STAV TEORETICKЃ0 7 FYZIKY A ASTROFYZIKY

Recommend Documents