MASARYKOVA UNIVERZITA PRˇI´RODOVEˇDECKA´ FAKULTA ´ STAV TEORETICKE´ FYZIKY A ASTROFYZIKY U
Diplomova´ pra´ce
BRNO 2014
BARBORA DOLEZˇALOVA´
MASARYKOVA UNIVERZITA PRˇI´RODOVEˇDECKA´ FAKULTA ´ STAV TEORETICKE´ FYZIKY A ASTROFYZIKY U
Infracˇervene´ za´rˇenı´ hveˇzd Diplomova´ pra´ce
Barbora Dolezˇalova´
Vedoucı´ pra´ce: 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 pra´ce:
Infracˇervene´ za´rˇenı´ hveˇzd
Studijnı´ program:
Fyzika
Studijnı´ obor:
Teoreticka´ fyzika a astrofyzika
Vedoucı´ pra´ce:
doc. RNDr. Jirˇ´ı Kuba´t, CSc.
Akademicky´ rok:
2013/2014
Pocˇet stran:
ix + 81
Klı´cˇova´ 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´ pra´ci se veˇnujeme spektroskopicke´mu studiu Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd v infracˇervene´m oboru vlnovy´ch 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´ska´na 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 infracˇerveny´ch dat je zevrubneˇ popsa´n v jedne´ z kapitol diplomove´ pra´ce. 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 neˇktery´ch zkoumany´ch 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.
Podeˇkova´nı´ 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 pra´ce.
Prohla´sˇenı´ Prohlasˇuji, zˇe jsem svoji diplomovou pra´ci vypracovala samostatneˇ s vyuzˇitı´m informacˇnı´ch zdroju˚, ktere´ jsou v pra´ci citova´ny.
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. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch 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 pozorova´nı´ 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 poslednı´ch 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 vı´ce ru˚zny´ch sveˇtelny´ch zdroju˚ ve vesmı´ru, ktere´ bychom jinak nezˇ infracˇervenou astronomiı´ nemohli pozorovat. Prvnı´ zmı´nka 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 pozorova´nı´ Slunce. Vsˇiml si, zˇe filtry ru˚zny´ch 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 jiny´ch astronomicky´ch zdroju˚ (Meˇsı´c, Vega), ale azˇ ve 20. letech 20. stoletı´ zacˇala prvnı´ systematicka´ pozorova´nı´ v infracˇervene´ oblasti spektra, dı´ky pouzˇitı´ vakuove´ho termocˇla´nku. 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 ktery´ch bude podrobneˇ pojedna´no v prvnı´ kapitole. Tato diplomova´ pra´ce je zameˇˇrena na studium hveˇzdne´ho za´rˇenı´ v infracˇervene´m oboru. Cı´lem je pru˚zkum diagnosticky´ch mozˇnostı´ spektroskopicky´ch pozorova´nı´ soucˇasny´mi infracˇerveny´mi detektory. Du˚raz je kladen na pochopenı´ mechanismu˚ vzniku spektra´lnı´ch cˇar v te´to cˇa´sti spektra. Tato pra´ce je rozdeˇlena´ do peˇti kapitol. Kapitola 1 je u´vodem do problematiky infracˇervene´ho za´rˇenı´ zahrnujı´cı´ 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 Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzda´ch, a jejich zvoleny´ch za´stupcı´ch. 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 vlnovy´ch 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´da´nı´, 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´ıva´no v pru˚myslu, veˇdecke´m vy´zkumu, medicı´neˇ a v arma´dnı´ch technologiı´ch. Zaznamena´va´nı´ 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, medicı´neˇ 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 studova´nı´ 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´ novy´ch informacı´ o ru˚zny´ch objektech. Hlavnı´m za´jmem astronomu˚ jsou trˇi hlavnı´ oblasti vy´zkumu: objevova´nı´ skryty´ch oblastı´ ve vesmı´ru, detekce chladny´ch objektu˚ a prozkouma´va´nı´ 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 da´na 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 jednotka´ch 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 cˇerny´ch teˇles pro ru˚zne´ teploty (Tokunaga et al., 2013). Zkouma´me-li oblohu na sta´le delsˇ´ıch vlnovy´ch de´lka´ch, 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 jednotka´ch 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˚zny´ch barev slunecˇnı´ho spektra procha´zejı´cı´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˚zny´ch astronomicky´ch zdroju˚ (Meˇsı´c, Vega, Arcturus).
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
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 jiny´ch jasny´ch zdroju˚. V roce 1915 William Coblentz vyvinul termocˇla´nkove´ 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´ pozorova´nı´. K meˇrˇenı´ infracˇervene´ho za´rˇenı´ z Meˇsı´ce, planet, slunecˇnı´ch skvrn a hveˇzd pouzˇili vakuovy´ termocˇla´nek. Jejich infracˇervene´ studie jim umozˇnily prvnı´ zmeˇrˇenı´ pru˚meˇru˚ obrˇ´ıch hveˇzd. 1960 Od roku 1960 zacˇaly balo´ny vyna´sˇet teleskopy do vysoky´ch vy´sˇek (azˇ 40 km nad zemı´). Zacˇa´tkem roku 1966 tyto balo´ny prozkoumaly oblohu v oblasti 100 mikrometru˚ a objevily okolo 120 jasny´ch zdroju˚ blı´zko roviny Mle´cˇne´ 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. Pozorova´nı´ 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 pozorova´nı´ pouzˇ´ıvali PbS detektory chlazene´ tekuty´m dusı´kem, ktere´ jsou nejcitliveˇjsˇ´ı v oblasti 2.2 mikrometru˚.
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
4
Pru˚zkum pokry´val okolo 75 procent oblohy a nalezl okolo 20000 infracˇerveny´ch zdroju˚, vcˇetneˇ oblasti formova´nı´ hveˇzd, galaxie, nasˇeho galakticke´ho centra a mnoha hveˇzd. Nejjasneˇjsˇ´ıch 5500 teˇchto zdroju˚ vytvorˇilo prvnı´ katalog infracˇerveny´ch 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 vlnovy´ch de´lek od 1 do 500 mikrometru˚. Letadlo le´talo azˇ do vy´sˇek 12500 metru˚, cozˇ je nad 99 procenty zemsky´ch vodnı´ch par absorbujı´cı´ch infracˇervene´ za´rˇenı´. KAO le´tala asi 20 let a objevila prstence Uranu a prˇ´ıtomnost vody v atmosfe´ra´ch Jupiteru a Saturnu. 1983-1984 IRAS (Infrared Astronomical Satellite) byl vypusˇteˇn v roce 1983. Deset meˇsı´cu˚ meˇl skenovat vı´ce nezˇ 96 procent oblohy cˇtyrˇikra´t po sobeˇ. Poskytl prvnı´ vysoce citlivou mapu oblohy na vlnovy´ch de´lka´ch 12, 25, 60 a 100 mikrometru˚. IRAS detekoval okolo 350000 infracˇerveny´ch zdroju˚, 70 procent z toho byly nove´ objevy, ktere´ zahrnujı´ prachovy´ disk okolo Vegy, sˇest novy´ch komet, velmi silnou infracˇervenou emisi z interagujı´cı´ch 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 vlnovy´ch de´lka´ch 1.4 azˇ 700 mikrometru˚ a obohatil nasˇe znalosti o kosmologii, mezihveˇzdne´ hmoteˇ, hveˇzda´ch pozdeˇjsˇ´ıch typu˚ a meziplaneta´rnı´m prachu. 1995-1998 ESA (European Space Agency) vypustila ISO (Infrared Space Observatory), ktery´ byl konstruova´n k pozorova´nı´ velmi sˇiroke´ho rozsahu infracˇerveny´ch vlnovy´ch de´lek (2.5 azˇ 240 mikrometru˚). ISO byl tisı´ckra´t citliveˇjsˇ´ı nezˇ IRAS a uka´zal infracˇervene´ zdroje s mnohem lepsˇ´ım rozlisˇenı´m. Objevy ISO byly: prˇ´ıtomnost vodnı´ch par v oblastech formova´nı´ hveˇzd, prvnı´ detekce rany´ch fa´zı´ formova´nı´ hveˇzd a planet a pozorova´nı´ 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 meˇsı´cu˚ 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.
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
5
1997 V roce 1997 zacˇ´ına´ svu˚j digita´lnı´ pru˚zkum 2MASS (Two Micron All-Sky Survey). Zkouma´ celou oblohu ze dvou pozemnı´ch dalekohledu˚ (jeden je na Mt. Hopkins, Arizona a druhy´ na CTIO, Chile) na vlnovy´ch de´lka´ch 1.25, 1.65 a 2.17 mikrometru˚. Klı´cˇovy´mi cı´li jsou: pru˚zkum struktury Mle´cˇne´ dra´hy a loka´lnı´ho vesmı´ru poskytujı´cı´ prˇesny´ soucˇet hveˇzd v okolı´ Slunce, objevenı´ hneˇdy´ch trpaslı´ku˚ a aktivnı´ch galakticky´ch 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 velky´ch observatorˇ´ı NASA ve vesmı´ru. Spitzer ma´ mnohem veˇtsˇ´ı citlivost nezˇ prˇedchozı´ infracˇervene´ mise a studuje vesmı´r v sˇiroke´m rozpeˇtı´ infracˇerveny´ch vlnovy´ch de´lek (3.6 − 160 mikrometru˚). Koncentruje se na vsˇechno od vzda´leny´ch 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´ıva´n ke studiu formova´nı´ a vy´voje galaxiı´, formova´nı´ hveˇzd, mezihveˇzdne´ hmoty a extra-sola´rnı´ch syste´mu˚ na vlnovy´ch de´lka´ch 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 vı´ce nezˇ 94 procent oblohy. Vy´sledkem tohoto pozorova´nı´ byla infracˇervena´ detekce zbytku˚ supernov v blı´zky´ch galaxiı´ch, pozorova´nı´ aktivnı´ch formova´nı´ hveˇzd ve spira´lnı´ch galaxiı´ch a detekce ztra´ty hmoty z rudy´ch obru˚ v mle´cˇne´ 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 infracˇerveny´ch vlnovy´ch de´lek (55 − 672 mikrometru˚) a vyuzˇ´ıval se ke studiu formova´nı´ a vy´voje galaxie, mezihveˇzdne´ hmoty, formova´nı´ 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 neˇktery´ch nejchladneˇjsˇ´ıch hveˇzd ve vesmı´ru a take´ nasˇla desı´tky tisı´c novy´ch 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 vlnovy´ch de´lka´ch od opticky´ch prˇes
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
6
infracˇervene´ azˇ po submilimetrove´ (1 − 655 mikrometru˚) a studuje atmosfe´ry a povrch planet, strukturu, slozˇenı´ a vy´voj komet, mezihveˇzdnou hmotu a formova´nı´ hveˇzd. 2018 JWST (James Webb Space Telescope) je prˇipravova´n jako na´stupce Spitzerova a Hubbleova vesmı´rny´ch dalekohledu˚ a bude nejveˇtsˇ´ım vesmı´rny´m dalekohledem, ktery´ kdy byl vypusˇteˇn. JWST je navrzˇen ke studiu prvnı´ch galaxiı´, ktere´ utva´rˇely rany´ vesmı´r a k pozorova´nı´ formova´nı´ planet. Da´le bude du˚lezˇity´ pro pozorova´nı´ 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 formova´nı´ hveˇzd a planet. nezˇ ty u JWST. U
1.1.3
Rozdeˇlenı´
Infracˇervene´ za´rˇenı´ se v astronomii deˇlı´ do trˇech spektra´lnı´ch 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´va´nı´ 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˚zny´ch 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 jednotlivy´ch oblastech infracˇervene´ho spektra (prˇevzato z (Cool-Cosmos, 2014)).
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
1.1.4
7
Infracˇervena´ atmosfericka´ okna
Veˇtsˇina sveˇtla prˇicha´zejı´cı´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 blokova´no a to dı´ky jeho absorpci vodnı´mi pa´rami a oxidem uhlicˇity´m v zemske´ atmosfe´rˇe. Jen neˇkolika u´zky´mi oblastmi vlnovy´ch 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 vlnovy´ch de´lek pru˚chodny´ch 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 vı´ce 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 pozemnı´ch dalekohledu˚ je na vlnovy´ch de´lka´ch, 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 vysoky´ch, suchy´ch hor, abychom se dostali co nejvy´sˇe nad atmosfe´ru (ale i tak je veˇtsˇina infracˇervene´ho za´rˇenı´ kompletneˇ absorbova´na a nikdy se nedostane k zemi). Z tohoto du˚vodu se infracˇervene´ dalekohledy montujı´ na palubu raket, balo´nu˚, letadel a vesmı´rny´ch observatorˇ´ı, abychom mohli videˇt infracˇervene´ za´rˇenı´ ve vsˇech vlnovy´ch de´lka´ch (Cool-Cosmos, 2014). Pozemska´ pozorovacı´ mı´sta infracˇervene´ho za´rˇenı´: • Dome C, Antarktida • Paranal Observatory (VLT), Chile • La Silla Observatory (NTT), Chile
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
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 infracˇerveny´ch „oken“. Tato okna jsou prˇeva´zˇneˇ na vlnovy´ch de´lka´ch 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 omezujı´cı´mi pozorova´nı´ 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).
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
1.1.5
9
Infracˇervene´ detektory
Astronomicke´ prˇ´ıstroje pro zkouma´nı´ infracˇervene´ho za´rˇenı´ jsou obvykle zalozˇeny na zı´ska´va´nı´ maxima´lnı´ citlivosti k detekci slaby´ch 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´ chteˇny´ch vlnovy´ch 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 opacˇny´ch strana´ch, 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 zaznamena´n vysoce vy´konny´m zesilovacˇem (Rieke, 2007). Detektory jsou charakteristicke´ svojı´ kvantovou u´cˇinnostı´, linearitou, dobou odezvy a temny´m proudem (Glass, 1999). • Kvantova´ u´cˇinnost je cˇa´st dopadajı´cı´ch fotonu˚, ktere´ vytva´rˇejı´ sbeˇrne´ vodivostnı´ elektrony v detektoru. • Linearita detektoru musı´ by´t oveˇrˇena, naprˇ´ıklad pozorova´nı´m standardnı´ hveˇzdy ru˚zny´ch magnitud. • Doba odezvy detektoru v za´vislosti na zmeˇneˇ toku fotonu˚ je take´ velmi du˚lezˇitou charakteristikou, ktera´ ovlivnˇuje rychlost odecˇ´ıta´nı´ a frekvenci odezvy. • Temny´ proud je zdroj sˇumu. Skla´da´ se z falesˇny´ch vodivostnı´ch elektronu˚, ktere´ vznikajı´ z jiny´ch zdroju˚ nezˇ detekcı´ fotonu˚. Prˇ´ıkladem je terma´lnı´ excitace a u´nik elektricke´ho proudu uvnitrˇ sı´teˇ detektoru˚. Jednı´m z nejzna´meˇjsˇ´ıch detektoru˚ je HgCdTe (sloucˇenina kadmia, rtuti a teluru) pracujı´cı´ mezi vlnovy´mi de´lkami 1µm azˇ 5µm. Kromeˇ neˇj na teˇchto vlnovy´ch de´lka´ch jesˇteˇ snı´ma´ detektor InSb (sloucˇenina antimonu a india). Detektory operujı´cı´ na vlnovy´ch de´lka´ch 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
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
10
nemu˚zˇeme pozorovat delsˇ´ı dobu, protozˇe bychom nezı´skali meˇrˇenı´ pozadı´ (dalekohled a obloha). V za´vislosti na mı´steˇ pozorova´nı´, 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 vlnovy´ch de´lek jsou delsˇ´ı expozicˇnı´ doby realizovatelne´. Na delsˇ´ıch vlnovy´ch de´lka´ch jsou nutne´ mnohem kratsˇ´ı integracˇnı´ doby dı´ky promeˇnnosti emise teluricky´ch cˇar a take´ dı´ky rychle´mu zaplneˇnı´ pole detektoru˚ velky´m mnozˇstvı´m detekovany´ch elektronu˚. Kolem deseti mikrometru˚ uzˇ mu˚zˇe by´t expozicˇnı´ doba jednotlivy´ch pozorova´nı´ 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 astronomicky´ch 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 pozorova´nı´ 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 pozorova´nı´ objektu tı´m, zˇe provedeme neˇkolik posunutı´ dalekohledu mezi jednotlivy´mi pozorova´nı´ (nodding, jittering) (Tokunaga et al., 2013). 2. Pokud je zdroj rozsa´hly´ nebo je obklopeny´ oblastı´ s rozsa´hlou emisı´ nebo je plny´ jiny´ch 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´va´nı´) je opravit nebo odstranit emisi oblohy, temny´ proud Nodding U detektoru a ru˚zne´ stı´ny (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 posouva´nı´ sekunda´rnı´ho zrcadla teleskopu jednou za neˇkolik sekund. Vy´sledkem je sada obra´zku˚ obvykle se skla´dajı´cı´ch 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 vı´ce a to podle potrˇeby pozorovatele). Obra´zek 1.7 ukazuje prˇ´ıklad redukce pomocı´ choppingu (Tokunaga et al., 2013).
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
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 odecˇteny´ch snı´mku˚ zı´skany´ch z nod pozice B. Tato dvojita´ odecˇ´ıtacı´ technika na´m zı´ska´ spektrum zdroje (Tokunaga et al., 2013).
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
12
Obra´zek 1.6: Sche´maticka´ uka´zka odecˇtenı´ oblohy ze sady obra´zku˚ (prˇevzato z (Tokunaga et al., 2013)).
Kapitola 1. Infracˇervene´ za´rˇenı´
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´ vy´cˇet pozemnı´ch spektrografu˚ je v tabulce prˇilozˇene´ v prˇ´ıloze. Tato tabulka vznikla na za´kladeˇ rozhodova´nı´ o tom, ktery´ ze spektrografu˚ by bylo vhodne´ vyuzˇ´ıt pro redukci ru˚zny´ch 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 jaky´ch vlnovy´ch de´lka´ch 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 vzorkova´nı´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´zejı´cı´ch z turbulence atmosfe´ry). CRIRES ma´ dveˇ mozˇne´ sˇ´ırˇky sˇteˇrbin a to 0.2 a 0.4 u´hlovy´ch sekund (Smoker et al., 2013). Hlavnı´mi opticky´mi soucˇa´stkami (viz. obra´zek 2.2) jsou: hranol (izolujı´cı´ jeden esˇeletovy´ rˇa´d a minimalizujı´cı´ celkove´ mnozˇstvı´ dopadajı´cı´ho sveˇtla) a esˇeletova´ mrˇ´ızˇka s 31.6 vrypy/mm. Celkove´ spektra´lnı´ pokrytı´ je ∼ λ /70, na jednotliva´ nastavenı´ vlnovy´ch de´lek, dı´ky poli cˇtyrˇ detektoru˚ Aladdin III. Zı´ska´va´nı´ 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´da´nı´ 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 dimenzova´na tak, aby omezila rozsah vlnovy´ch 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´ pozorovacı´ch 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;
Kapitola 2. Infracˇervene´ spektrografy
16
• spektra´lnı´ pokrytı´ je maximalizova´no dı´ky 1024 × 512 pixelove´ InSb sı´ti detektoru˚ nacha´zejı´cı´ch se v ohniskove´ rovineˇ; • spektra´lnı´ zobrazova´nı´ 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 pracujı´cı´ 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 vlnovy´ch 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´ska´nı´ nejlepsˇ´ı korekce by hveˇzda meˇla mı´t jasnost veˇtsˇ´ı nezˇ R ∼ 11 mag. Nicme´neˇ, AO mu˚zˇe pracovat (a poskytne mı´rne´ zlepsˇenı´
Kapitola 2. Infracˇervene´ spektrografy
17
Obra´zek 2.4: Rozsah vlnovy´ch 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´ıdı´cı´ (vodı´cı´) hveˇzda (guide star) AO meˇla by´t co nejblı´zˇe zkoumane´mu objektu (pokud zkoumany´ objekt nenı´ sama rˇ´ıdı´cı´ hveˇzda), obvykle blı´zˇe nezˇ 1000 . V za´vislosti na atmosfericky´ch podmı´nka´ch je mozˇne´ rˇ´ıdı´cı´ hveˇzdu AO vybrat azˇ 3000 daleko, aby AO syste´m sta´le poskytoval mı´rne´ vylepsˇenı´ pozorova´nı´ (Hau et al., 2013). Od 79. pozorovacı´ho cyklu („pozorovacı´ perioda“ trvajı´cı´ 6 meˇsı´cu˚ - od dubna do za´rˇ´ı a od rˇ´ıjna do brˇezna), SINFONI pracuje s laserovou rˇ´ıdı´cı´ 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´borny´ch podmı´nek. 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 zobrazova´nı´/spektroskopie soucˇasneˇ slaby´ch doprovodny´ch 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 jednotlivy´ch prostorovy´ch elementu˚ (nazy´vany´ch 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´kovy´ch 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´hlovy´ch sekund) v meˇrˇ´ıtku 12.5×25 mas/spaxel. Abychom zı´skali optima´lnı´ vyuzˇitı´ prostorovy´ch elementu˚ beˇhem pozorova´nı´, ktera´ jsou limitova´na seeingem (a u cˇa´stecˇny´ch oprav atmosfericky´ch turbulencı´ se slabou referencˇnı´ hveˇzdou), SPIFFI poskytuje meˇrˇ´ıtka snı´mku˚ 100 mas/pixel a 250 mas/pixel. Kazˇde´ z atmosfericky´ch 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
Kapitola 2. Infracˇervene´ spektrografy
18
Obra´zek 2.5: Popis fungova´nı´ kra´jenı´ snı´mku˚. Zorne´ pole (nahorˇe) je rozkra´jeno do maly´ch rˇezu˚, ktere´ jsou rekombinova´ny 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)).
Kapitola 2. Infracˇervene´ spektrografy
19
pa´smo (1.45 − 2.45µm) mu˚zˇeme pozorovat s rozlisˇenı´m 1500 (Hau et al., 2013).
Slovnı´cˇek pojmu˚ Aktivnı´ optika Aktivnı´ kontrola prima´rnı´ch a sekunda´rnı´ch zrcadel dalekohledu. Prova´dı´ se pouzˇitı´m rˇ´ıdı´cı´ hveˇzdy dalekohledu (telescope guide star). Adaptivnı´ optika Korekce chyb vlnoploch vyvolany´ch turbulencı´ v atmosfe´rˇe. Vlnoplocha je meˇrˇena od rˇ´ıdı´cı´ hveˇzdy (bud’ NGS nebo LGS) a korekce jsou posla´ny 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´ıva´nı´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 viditelny´ch vlnovy´ch de´lka´ch) a vejde se do zorne´ho pole vlnoplochy (∼ 2.5 arcsec). Pupil-tracking Mı´sto sledova´nı´ oblasti (field-tracking), kde orientace oblohy je pevneˇ dodrzˇova´na beˇhem expozice, v pupil-tracking mo´du je zornice (pupila) dalekohledu (tedy i difrakcˇnı´ paprsky) pevneˇ zafixova´na 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 emisnı´ch cˇar vznika´ z dovoleny´ch atomovy´ch 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 horky´ch, husty´ch a expandujı´cı´ch hveˇzdny´ch veˇtru˚, ve fyzika´lneˇ ru˚zny´ch vrstva´ch a jsou jen volneˇ sva´zane´ s hveˇzdny´mi parametry. Formova´nı´ cˇar vycha´zı´ z oblastı´, ktere´ jsou daleko od termodynamicke´ rovnova´hy, kde by sfe´ricka´ geometrie a prostorove´ nehomogenity meˇly by´t bra´ny v potaz. Jejich spektra´lnı´ analy´za je mozˇna´ jen s vyuzˇitı´m adekva´tnı´ch 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 hmotny´ch hveˇzd, ktere´ majı´ jasnost pohybujı´cı´ 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´ıta´nı´ 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 (poslednı´ch 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 ionizujı´cı´ch 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% teˇzˇky´ch 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).
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
22
beˇzˇneˇ zdroje rentgenove´ho za´rˇenı´ (Mauerhan et al., 2012). Vysokoenergeticke´ emise jsou vyvola´ny dı´ky formova´nı´ nestabilit uvnitrˇ veˇtru˚ nebo ze sra´zˇek mezi protijdoucı´mi veˇtry v dvojhveˇzda´ch (Mauerhan et al., 2011). Pocˇetne´ mnozˇstvı´ rekombinacˇnı´ch 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´ska´ny z ultrafialovy´ch P-Cygni absorpcˇnı´ch profilu˚ nebo z infracˇerveny´ch He I profilu˚ (Crowther, 1996). Je jasne´, zˇe WR hveˇzdy jsou du˚lezˇite´ k nasˇemu pochopenı´ formova´nı´ hveˇzd a procesu za´niku hveˇzd (Faherty et al., 2014).
3.2
Typy WR hveˇzd a jejich klasifikace
Jako takove´ jsou WR hveˇzdy rozdeˇleny do specificky´ch spektroskopicky´ch kategoriı´ zalozˇeny´ch na sı´le dominantnı´ emisnı´ cˇa´rˇe prvku˚ reprezentujı´cı´ch urcˇitou vy´vojovou fa´zi: od na dusı´k bohaty´ch (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 bohaty´ch (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´lnı´ch a chemicky´ch 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) urcˇity´ch emisnı´ch cˇar (Sander et al., 2014) (viz.tabulka 3.1). Teploty WR hveˇzd jsou odvozeny od cˇar ze sousednı´ch ionizacˇnı´ch 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, stoupajı´cı´ 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´tecˇnı´ch 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 Mle´cˇne´ dra´ze (MW)) (Sander et al., 2014; Smith, 1969). Deˇlı´ se da´le na podtypy WN2 azˇ WN11 (viz. tabulka 3.1), kde vı´ce ionizovane´ WN2 azˇ WN6 jsou zna´my jako „raneˇjsˇ´ı“ WN (WNE) hveˇzdy a me´neˇ 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 galaxiı´ch, kde byly populace WR hveˇzd studova´ny (MW, LMC, SMC, M31), jsou velmi pozdnı´ podtypy WN10 a WN11 velmi
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
Tabulka 3.1: Sche´ma klasifikace WR hveˇzd (prˇevzato z (van der Hucht, 2001)).
23
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
24
vza´cne´. 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 svy´ch atmosfe´ra´ch, zatı´mco zˇhaveˇjsˇ´ı, raneˇjsˇ´ı WNE podtypy a me´neˇ jasne´ (log L/L = 5.5) jsou bez vodı´ku. Hmotnost WN hveˇzd se pohybuje od 10 do 83M . V poslednı´ch 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 galakticky´ch 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 Mle´cˇne´ 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 Magellanovy´ch mracˇnech, zejme´na 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 spalova´nı´ 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)). Dome´ny dvou spektra´lnı´ch 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´
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
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 jiny´ch WN6 hveˇzda´ch, 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. Nicme´neˇ, jejich vzhled vı´ce prˇipomı´na´ 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 spalujı´cı´ 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 hveˇzda´ch mu˚zˇe pocha´zet ze zı´skane´ho materia´lu v urcˇity´ch WNE hveˇzda´ch majı´cı´ch specia´lnı´ procesy promı´cha´nı´. 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 hmotny´ch 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 spalujı´cı´ho helium a relativneˇ male´ za´rˇive´ oba´lky. Ocˇeka´va´ se, zˇe jsou chemicky homogennı´, protozˇe cˇasova´ sˇka´la pro odstranˇova´nı´ oba´lky je kratsˇ´ı nezˇ korespondujı´cı´ cˇasova´ sˇka´la pro spalova´nı´ helia (Grafener et al., 1998; Sander et al., 2011). WC hveˇzdy jsou mnohem vı´ce kompaktnı´ skupinou s podtypy WC4-6 (vı´ce ionizovane´), ktere´ se nazy´vajı´ „rane´“ (WCE) anebo s podtypy WC7-9 (me´neˇ ionizovane´), ktere´ se nazy´vajı´ „pozdnı´“ (WCL). Vza´cne´ WO hveˇzdy bohate´ na kyslı´k rozsˇirˇujı´ vysˇsˇ´ı ionizacˇnı´ rozsˇ´ırˇenı´ WCE posloupnosti, ukazujı´cı´ silne´ O VI 3811 − 34 ˚A emise (Crowther, 2008). WC9 hveˇzdy jsou charakterizova´ny prˇ´ıtomnostı´ silny´ch 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
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
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 svy´ch vodı´kovy´ch 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 spojova´ny 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 detekova´n na kratsˇ´ıch vlnovy´ch de´lka´ch, kde je mnohem vy´razneˇjsˇ´ı nebo v jejich blı´zke´ a strˇednı´ infracˇervene´ oblasti. Formova´nı´ 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 snizˇujı´cı´m se podtypem (van der Hucht et al., 1981). Uvazˇuje se i, zˇe WC hveˇzdy obecneˇ nepocha´zejı´ z hmotny´ch 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´visejı´cı´ na cˇara´ch kyslı´ku, velmi snadno prˇevla´dajı´. Hranice mezi WO podtypy byly vybra´ny tak, aby korespondovaly s prˇ´ıtomnostı´ nebo absencı´ jiny´ch ionizacˇnı´ch fa´zı´ kyslı´ku (Crowther et al., 1998).
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
3.3
27
WR hveˇzdy ve hveˇzdne´m vy´voji
Vy´voj hmotny´ch hveˇzd za´visı´ silneˇ na okolnı´m prostrˇedı´. Studie hmotny´ch hveˇzd, v ru˚zny´ch prostrˇedı´ s rozdı´lny´m obsahem kovu˚, by meˇly umozˇnit prˇ´ıme´ porovna´nı´ s vy´vojovy´ch teoriı´ a teoriı´ o veˇtru poha´neˇne´m za´rˇenı´m. Prˇi nı´zke´ metaliciteˇ se formova´nı´ 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 formova´nı´ WR hveˇzd, je rychlejsˇ´ı rotace hveˇzdy. Tento fakt take´ zvysˇuje zˇivotnost WR fa´ze a to hlavneˇ dı´ky vı´ce efektivnı´mu vnitrˇnı´mu promı´cha´va´nı´ (Hainich et al., 2014). U rychle rotujı´cı´ch WR hveˇzd se prˇedpokla´da´, zˇe jsou prˇedchu˚dci supernov typu Ib a Ic a zdroju˚ dlouhotrvajı´cı´ch 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 Mle´cˇne´ 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: Sce´na´rˇe pro vy´voj WN a WC hveˇzd na za´kladeˇ jejich analy´zy (prˇevzato z Sander et al. (2012)). Neˇktere´ vy´vojove´ sce´na´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 Mle´cˇne´ dra´ze (naprˇ. hveˇzdokupy Arches, Westerlund I a II, Quintuplet a Galakticke´ centrum), ve Velke´m Magellanoveˇ mracˇnu, v Male´m Magelanoveˇ mracˇnu, v galaxiı´ch M81, M83 (Crowther et al., 2006). WR hveˇzdy v Mle´cˇne´ dra´ze (Milky Way - MW) se koncentrujı´ blı´zˇe galakticke´mu centru (viz. obra´zek 3.4), blı´zko vnitrˇnı´ch okraju˚ loka´lnı´ch spira´lnı´ch na´znaku˚ ramen
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
28
v prostrˇedı´ molekulovy´ch mracˇen v Galakticke´ rovineˇ (Smith, 1968; Faherty et al., 2014). Nejnoveˇjsˇ´ı vy´sledky ukazujı´, zˇe celkovy´ pocˇet zna´my´ch Galakticky´ch 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 galakticky´ch WR hveˇzd lezˇ´ı v oblastech s vysokou nepru˚hlednostı´ v opticke´ cˇa´sti spektra. Nasˇteˇstı´ infracˇervena´ pozorova´nı´ majı´ schopnost odhalit WR hveˇzdy v takove´m prostrˇedı´. Velka´ populace zahaleny´ch WR hveˇzd byla objevena v oblastech Galakticke´ho centra a ve zvla´sˇtnı´ch hveˇzdokupa´ch jako je Westerlund I (Mauerhan et al., 2011).
Obra´zek 3.4: Rozlozˇenı´ potvrzeny´ch 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 Mle´cˇne´ 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).
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
29
Na kovy bohata´ galaxie M83 obsahuje velke´ mnozˇstvı´ WR hveˇzd - okolo 1000 detekovany´ch. V NGC 1313 s nı´zkou metalicitou bylo detekova´no 100 WR hveˇzd (Hadfield and Crowther, 2008). Nalezene´ a prˇedpokla´dane´ pocˇty WR hveˇzd v urcˇity´ch galaxiı´ch 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 Wolfovy´ch-Rayetovy´ch 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 veˇtrny´ch 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 slupka´ch veˇtru˚ jsou hodneˇ du˚lezˇite´ pro pochopenı´ vy´vojove´ho postavenı´ teˇchto hveˇzd (Nugis et al., 2008; van der Hucht, 2003). Pozorova´nı´ 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 pozorova´ny v infracˇerveny´ch, milimetrovy´ch a radiovy´ch oblastech vlnovy´ch de´lek dı´ky excesu (volneˇ-volny´ch 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 klı´cˇova´ 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 hlavnı´ch motoru˚ chemicke´ evoluce hveˇzdokup a galaxiı´ hostujı´cı´ch WR hveˇzdy. Pro evoluci WR hveˇzd mu˚zˇe by´t ztra´ta hmoty mnohem du˚lezˇiteˇjsˇ´ı nezˇ spalova´nı´ nuklea´rnı´ho paliva (Hainich et al., 2014). Spektroskopicky zjisˇteˇna´ rychlost ztra´ty hmoty v Mle´cˇne´ 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.
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
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 galakticky´ch WR hveˇzd, ma´ prstencovou mlhovinu. Ta je prˇipisova´na rychle´mu veˇtru Wolfovy´ch-Rayetovy´ch 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 husty´ch 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 horky´ch hveˇzd hna´ny 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 zformova´nı´ 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 hmotny´ch hveˇzd (Shara et al., 2012a; Kanarek et al., 2014). Je zna´mo, zˇe ekvivalentnı´ sˇ´ırˇky a FWHM (Full width at half maximum) emisnı´ch 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´“ emisnı´ch cˇar. V syste´mu, kde se nacha´zı´ WR hveˇzda a jedna nebo vı´ce slozˇek (bez vy´razny´ch emisnı´ch cˇar), se kontinua vsˇech hveˇzd secˇtou a emisnı´ cˇa´ry pocha´zejı´cı´ jen z WR slozˇky se zvy´raznı´. V normalizovane´m spektru vypadajı´ emisnı´ cˇa´ry znacˇneˇ slabsˇ´ı ve srovna´nı´ se samotnou WR hveˇzdou stejne´ho podtypu. Nutna´ podmı´nka 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).
Kapitola 3. Wolfovy-Rayetovy hveˇzdy
31
WC podtypy ve dvojhveˇzda´ch 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 popsa´ny 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 cˇasovy´ch meˇrˇ´ıtka´ch jednoho dne. Tyto vlastnosti jsou charakteristicke´ pro neterma´lnı´ synchrotronovou emisi a vysoko energeticke´ jevy ve hveˇzdny´ch veˇtrech. Pro prˇ´ıtomnost synchrotronove´ emise je zapotrˇebı´ populace relativisticky´ch fotonu˚. Zrychlenı´ volny´ch elektronu˚ je sˇiroce prˇipisova´no prvnı´mu rˇa´du Fermiho zrychlenı´ nestabilit uvnitrˇ hveˇzdny´ch 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 vykazujı´cı´ch 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´zejı´cı´ch v ESO a byly vytvorˇeny prˇesneˇ na mı´ru pro pra´ci s teˇmito daty, tudı´zˇ je nelze pouzˇ´ıt na redukci dat z jiny´ch 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 vyhovujı´cı´ dalekohledy. Na´stroj taky podporuje FITS soubory, ktere´ nejsou generova´ny teˇmito dalekohledy, ale jen s omezenou funkcˇnostı´ (Klein Gebbinck et al., 2007). Gasgano umozˇnˇuje • Sdruzˇova´nı´ a trˇ´ıdeˇnı´ dat: Gasgano seskupuje soubory nacha´zejı´cı´ se ve urcˇity´ch adresa´rˇ´ıch automaticky do stromove´ struktury zalozˇene´ na za´kladeˇ identifikace programu a identifikace pozorova´nı´. • Klasifikaci dat: Gasgano automaticky prˇirˇazuje klasifikacˇnı´ hlavicˇku ke vsˇem FITS souboru˚m (naprˇ. BIAS, DARK, SCIENCE atd.). • Procha´zenı´ a filtrova´nı´ dat. • Prohlı´zˇenı´ a hleda´nı´ dat. • Manipulaci s daty. Pouzˇ´ıva´nı´ 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 probra´na v podkapitole Redukova´nı´ 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´ıvajı´cı´ 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 zpracova´nı´ jednotlivy´ch u´loh v programu. EsoRex nenabı´zı´ vsˇechny na´stroje dostupne´ v programu Gasgano a uzˇivatel musı´ zarˇadit a asociovat data za pomocı´ informacı´ obsazˇeny´ch ve FITS hlavicˇce (header keywords). Uzˇivatel se take´ musı´ postarat o definova´nı´ vstupnı´ch dat neboli setof-frames a odpovı´dajı´cı´ch konfiguracˇnı´ch parametru˚ pro jednotlive´ recepty (Modigliani et al., 2013) The set-of-frames: Kazˇdy´ pipeline recept beˇzˇ´ı na za´kladeˇ sady vstupnı´ch FITS souboru˚. V prˇ´ıpadeˇ pouzˇ´ıva´nı´ programu EsoRex, musı´ by´t jme´na souboru˚ uvedena spolecˇneˇ se svojı´ DO kategoriı´ (uvedena´ DO kategorie je oznacˇenı´ prˇirˇazene´ k libovolny´m typu˚m dat pote´, co byla klasifikova´na, cozˇ je pote´ vyuzˇito k identifikaci dat uvedeny´ch 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 vyzˇadova´n 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 samostatny´ch receptu˚ a 13 na´stroju˚ (Jung et al., 2013). V te´to pra´ci 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 vlnovy´ch de´lek, • crires spec jitter: Recept pro prˇ´ıme´ pozorova´nı´ 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 vstupnı´ch dat musı´ obsahovat alesponˇ 3 soubory. Vy´stup Vytvorˇeny´ master dark je pojmenova´n 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.)
Kapitola 4. Redukce dat
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 klasifikova´na podle sve´ho nastavenı´ (DIT - integracˇnı´ doba detektoru, referencˇnı´ vlnova´ de´lka) a jednotliva´ nastavenı´ jsou redukova´na 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 sˇpatny´ch pixelu˚ je pojmenova´na jako crires spec flat setxx bpm.fits (DO kategorie CALPRO BPM). crires spec wavecal Tento recept spocˇ´ıta´ kalibraci vlnovy´ch de´lek pouzˇitı´m pozorova´nı´ ThAr lampy, halogenove´ lampy sledovanou skrz plynovou bunˇku (gas cell) nebo emisnı´ch cˇar oblohy (sky emission lines). Vstup Vstupnı´ data musı´ by´t oznacˇena jako CAL WLSKY, CAL WLLAMP nebo CAL WLABS, pokud jsou zı´ska´na 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 sˇpatny´ch 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 vstupnı´ch 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´ıta´nı´ mapy vlnovy´ch de´lek zalozˇene´ na modelu prˇ´ıstroje. Vy´stup Recept vytvorˇ´ı 4 soubory pro kazˇde´ nastavenı´ s tabulkami obsahujı´cı´mi jednu kalibraci vlnovy´ch de´lek na rˇa´dek (CALPRO WAVE). Kalibrace vlnovy´ch de´lek je polynomia´lnı´ vztah vlnova´ de´lka= F(pixel) na dane´ Y pozici pode´l sˇteˇrbiny. Recept take´ vytvorˇ´ı 2 mapy vlnovy´ch 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 pozorova´nı´. Podporuje prˇ´ıme´ pozorova´nı´, nodding, jittering, obecne´ posuvy (generic offsets) a pozorova´nı´ standardnı´ch hveˇzd
Kapitola 4. Redukce dat
36
(1. krok - Kalibrace, 2. krok - Kombinace dat, 3. krok - Extrakce spektra, 4. krok - Kalibrace vlnovy´ch de´lek pomocı´ kros-korelace, 5. krok - Vy´pocˇet vlnovy´ch de´lek pomocı´ modelu, 5. Vy´pocˇty pro standardnı´ hveˇzdu). Vstup V za´vislosti na typu pozorova´nı´ musı´ by´t vstupnı´ nezpracovana´ data oznacˇena: OBS DIR pokud se jedna´ o prˇ´ıme´ pozorova´nı´, 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 pozorova´na standardnı´ hveˇzda. Kromeˇ toho, oznacˇenı´ OBS OBJECT a OBS SKY jsou podporova´ny, pokud jsou pozorova´nı´ objektu smı´cha´na s pozorova´nı´mi oblohy. Recept take´ volitelneˇ prˇijı´ma´ mapu sˇpatny´ch 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 obsahujı´cı´ vztah mezi vlnovou de´lkou a pixelem (CALPRO WAVE). Pro kalibraci vlnovy´ch 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,
Kapitola 4. Redukce dat
37
• Mapa vlnovy´ch 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 vlnovy´ch 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 pozorova´nı´ 385.D-0513(A)) a nacˇteme si je do programu Gasgano (viz. obra´zek 4.5). 3. Z pozorova´nı´ 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).
Kapitola 4. Redukce dat
38
´ vodnı´ okno programu Gasgano. Obra´zek 4.3: U
Obra´zek 4.4: Archiv ESO.
Kapitola 4. Redukce dat
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 vstupnı´ch darku˚ se stejnou integracˇnı´ dobou jako vstupnı´ flaty a za pomocı´ vstupnı´ch 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 sˇpatny´ch pixelu˚ crires spec flat set01 bpm 0000.fits. 6. Prˇedposlednı´m u´kolem je kalibrace vlnovy´ch de´lek pomocı´ ThAr lampy. Oznacˇ´ıme si potrˇebne´ soubory jako v prˇedchozı´ch prˇ´ıpadech a provedeme kalibraci. Na obra´zku 4.9 vidı´me dane´ soubory a vy´sledne´ soubory: kalibraci vl-
Kapitola 4. Redukce dat
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.
Kapitola 4. Redukce dat
41
Obra´zek 4.8: Master flat pro hveˇzdu u´speˇsˇneˇ vytvorˇen v programu Gasgano. novy´ch de´lek crires spec wavecal tab 0000.fits, a dveˇ mapy vlnovy´ch 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 vlnovy´ch de´lek spocˇ´ıtana´ (crires spec jitter wlmap 0000.fits), • mapa vlnovy´ch 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
Kapitola 4. Redukce dat
42
Obra´zek 4.9: Kalibrace vlnovy´ch 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.
Kapitola 4. Redukce dat
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) Vı´ce 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 samostatny´ch receptu˚ a 13 na´stroju˚ (Modigliani et al., 2013). V te´to pra´ci 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 sˇpatny´ch pixelu˚ (hotpixel map),
Kapitola 4. Redukce dat
Obra´zek 4.12: Vy´sledne´ zredukovane´ spektrum (2) hveˇzdy v programu Gasgano.
Obra´zek 4.13: Vy´sledne´ zredukovane´ spektrum (3) hveˇzdy v programu Gasgano.
44
Kapitola 4. Redukce dat
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 vlnovy´ch de´lek , • sinfo rec jitter: Recept pro PSF (Point Spread Function - funkce rozsˇirˇujı´cı´ bod), teluricke´ standardy a dalsˇ´ı redukci veˇdecky´ch 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 zvysˇujı´cı´ se intenzitou (LINEARITY LAMP), aby se zjistila mapa nelinearity pixelu˚ sˇpatny´ch 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 media´nu 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´rnı´ch (sˇpatny´ch) pixelu˚. sinfo rec mdark Tento recept se pouzˇije na sadu darku˚ (DARK) k vytvorˇenı´ master darku (MASTER DARK) a ke zjisˇteˇnı´ mapy sˇpatny´ch pixelu˚ sˇpatny´ch 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 sˇpatny´ch pixelu˚, • out dark.fits (kategorie MASTER DARK) - obra´zek master darku.
Kapitola 4. Redukce dat
46
sinfo rec mflat Spocˇ´ıta´ master flat a mapu sˇpatny´ch pixelu˚ ukazujı´cı´ pixely jejichzˇ intenzita je za danou hranicı´. Vstup Tento recept se pouzˇije na sadu standardnı´ch flatu˚ (FLAT LAMP), BP MAP NL a REF BP MAP ke zjisˇteˇnı´ master mapy sˇpatny´ch 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 sˇpatny´ch pixelu˚ ”nad hranicı´”, • out bpmap sum.fits (kategorie MASTER BP MAP) - obra´zek master mapy sˇpatny´ch pixelu˚. sinfo rec distortion Pouzˇ´ıva´ se ke spocˇ´ıta´nı´ 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 obloukovy´ch lamp (WAVE NS) a on/off flatovy´ch 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 redukcˇnı´ch 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 staticky´ch 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 sˇpatny´ch 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,
Kapitola 4. Redukce dat
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´ disperznı´ch koeficientu˚ vlnove´ de´lky a konstruuje kalibracˇnı´ mapu vlnovy´ch 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 vlnovy´ch 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 parabolicky´ch 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.
Kapitola 4. Redukce dat
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 generova´na pro kazˇdy´ objekt. Nakonec je rekonstruova´na 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),
Kapitola 4. Redukce dat
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 vstupnı´ch 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 pozorova´nı´ oznacˇene´ 077.D-0281 (cozˇ je pozorova´nı´ 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 sˇpatny´ch 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).
Kapitola 4. Redukce dat
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).
Kapitola 4. Redukce dat
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´ pozorova´nı´. 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 sˇpatny´ch 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
Kapitola 4. Redukce dat
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 vlnovy´ch de´lek a kalibracˇnı´ mapy vlnovy´ch 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 redukova´nı´ 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
Kapitola 4. Redukce dat
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 Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky 5.1
Hveˇzdokupa Quintuplet
Hveˇzdokupa Quintuplet je jedna ze trˇ´ı extre´mneˇ hmotny´ch 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 pozorova´ny pomocı´ spektrografu SINFONI v Liermann et al. (2009)). Je pojmenovana´ podle peˇti nejjasneˇjsˇ´ıch hveˇzd (quintus=pa´ty´). Obsahuje ru˚znorode´ hmotne´ hveˇzdy, vcˇetneˇ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd, Luminous Blue Variables (LBVs) a OB veleobru˚. Pocˇty jednotlivy´ch hveˇzd jsou zna´zorneˇny v tabulce 5.2. Jejı´ sta´rˇ´ı se odhaduje na 4 ± 1 milion let. Celkova´ hmotnost pozorovany´ch hveˇzd je prˇiblizˇneˇ 103 M a celkova´ jasnost od hmotny´ch 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 prˇipisova´na mezihveˇzdne´mu prachu. Pokud se kolem WC hveˇzd vyskytuje prach, oznacˇujı´ se d (naprˇ. WC9d). Tento prach vede k silne´mu zcˇervena´nı´ hveˇzdne´ho za´rˇenı´, ktere´ bra´nı´ pozorova´nı´ 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 porovna´nı´ 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 vza´cne´. Krite´rium, ktere´ odlisˇuje WC8 hveˇzdy od WC9, je neprˇ´ıtomnost cˇar C II ve spektru. Pozdeˇjsˇ´ı WC typy (WC8-9) jsou me´neˇ jasne´ nezˇ WN typy WR hveˇzd (Sander et al., 2012).
– 54 –
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch 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)).
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
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 oznacˇeny´ch 077.D-0281. Hveˇzdokupa byla pozorova´na po cˇa´stech v pa´smu vlnovy´ch de´lek oznacˇujı´cı´m se jako K. Jednotliva´ pole pozorova´nı´ jsou na obra´zku 5.3. Samotne´ pozorova´nı´ se zameˇrˇilo na 160 ru˚zny´ch 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 polı´ch oznacˇeny´ch 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: Pozorova´nı´ hveˇzdokupy Quintuplet (prˇevzato z (Liermann et al., 2009)). Spektrum jednotlivy´ch 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
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
57
Obra´zek 5.4: Obra´zek 160 pozorovany´ch hveˇzd s cˇ´ıselny´m oznacˇenı´m v LHO katalogu (modrˇe jsou oznacˇeny mnou zpracovane´ hveˇzdy) (prˇevzato a upraveno z (Liermann et al., 2009)).
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
Obra´zek 5.5: Spektrum trˇ´ı zkoumany´ch hveˇzd (LHO 34, 47 a 76) v K pa´smu.
58
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
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 zkoumany´ch 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 vı´ce by te´to hveˇzdeˇ odpovı´dal typ WC8d, cozˇ by z nı´ deˇlalo mnohem vza´cneˇjsˇ´ı hveˇzdu. Naopak u hveˇzdy WR 102g by vı´ce 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´, nejvı´ce je to viditelne´ u cˇa´ry He II na vlnove´ de´lce 2.189µm. To naznacˇuje, zˇe tato hveˇzda ma´ me´neˇ 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 vykazujı´cı´ 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 povazˇova´na za osamocenou hveˇzdu (Hamann
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
60
et al., 2006; Chapman et al., 1999). Absence absorpcˇnı´ch 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´va´na oblastı´ s vysokou extinkcı´ (Harries et al., 2004). Radiova´ pozorova´nı´ ukazujı´ kromeˇ neterma´lnı´ho spektra´lnı´ho indexu take´ promeˇnnost radiove´ho toku (Cappa et al., 2004). WR 105 byla identifikova´na 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˚zny´ch 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).
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
5.2.1
61
Vy´sledky z pozorova´nı´ 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 vlnovy´ch de´lek velmi vy´razna´ a neda´ se moc dobrˇe odstranit. Jelikozˇ WR 105 je hveˇzda typu WN9h, kde h je oznacˇenı´ emisnı´ch 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
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
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 vyskytujı´cı´ 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 mozˇny´ch prvku˚, na rozdı´l od pozorovane´ho spektra, vu˚bec nevyskytuje, cozˇ je velmi zvla´sˇtnı´. Pokud se podı´va´me do cˇla´nku (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 pozorova´nı´ ano . V cˇla´nku 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 cˇla´nku (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´ sce´na´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
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
63
stupnˇu˚m. Tento prˇ´ıpad se shoduje s pozorova´nı´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 pozorova´nı´ oznacˇena´ 087.D-0066(A) a 087.D-066(B), ktera´ nebyla dosud nikde pouzˇita. V prvnı´m prˇ´ıpadeˇ sada obsahovala deveˇt pozorova´nı´ v rozsahu vlnovy´ch 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 pozorova´nı´ neprobı´hala prˇesneˇ na sourˇadnicı´ch odpovı´dajı´cı´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 jednotlivy´ch pozorova´nı´ 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 pozorova´nı´ prova´deˇna na ru˚zny´ch mı´st kolem hveˇzdy WR 105, tak se spektra na dany´ch vlnovy´ch de´lka´ch prakticky od sebe nelisˇ´ı.
Kapitola 5. Zpracova´nı´ pozorova´nı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a vy´sledky
64
Obra´zek 5.9: Deveˇt slozˇeny´ch spekter z ru˚zny´ch pozic kolem WR 105 na vlnovy´ch de´lka´ch 3650 − 3675 nm a 3680 − 3702 nm.
Obra´zek 5.10: Deveˇt slozˇeny´ch spekter z ru˚zny´ch pozic kolem WR 105 na vlnovy´ch de´lka´ch 3704 − 3726 nm a 3728 − 3748 nm.
Obra´zek 5.11: Cˇtyrˇi slozˇena´ spektra z ru˚zny´ch pozic kolem WR 105 na vlnovy´ch de´lka´ch 4605 − 4635 nm a 4635 − 4665 nm.
Za´veˇr
65
Obra´zek 5.12: Cˇtyrˇi slozˇena´ spektra z ru˚zny´ch pozic kolem WR 105 na vlnovy´ch de´lka´ch 4670 − 4695 nm a 4695 − 4725 nm. Ve spektrech mu˚zˇeme videˇt spoustu ru˚zny´ch absorpcˇnı´ch cˇar, cozˇ je du˚sledek toho, zˇe samotna´ hveˇzda WR 105 se nacha´zı´ za silneˇ zakry´vajı´cı´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 vı´ce. Pla´nem do budoucna je tedy napsat vhodny´ pozorovacı´ proposal ESO a napozorovat tuto hveˇzdu vı´ce dopodrobna.
Za´veˇr Tato diplomova´ pra´ce byla zameˇrˇena prˇedevsˇ´ım na spektroskopicke´ studium infracˇervene´ho za´rˇenı´ Wolfovy´ch-Rayetovy´ch hveˇzd a pru˚zkum diagnosticky´ch mozˇnostı´ spektroskopicky´ch pozorova´nı´ vybrany´mi infracˇerveny´mi spektrografy (CRIRES a SINFONI). V prvnı´m prˇ´ıpadeˇ jsme se zameˇrˇili na spektroskopicke´ studium hveˇzdokupy Quintuplet a v nı´ obsazˇeny´ch neˇkolik vybrany´ch WR hveˇzd (WR 102g, WR 102f a LHO 76) podtypu WC. Data k teˇmto hveˇzda´m byla zı´ska´na ze spektrografu SINFONI a redukovala se pomocı´ programu EsoRex. Porovna´nı´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 vı´ce odpovı´dal podtyp WC8d nezˇ WC9d a u hveˇzdy WR 102g by vı´ce sedeˇla klasifikace WC9 nezˇ WC8. V druhe´m prˇ´ıpadeˇ jsme zkoumali hveˇzdu WR 105, jak z dat stazˇeny´ch z ESO archivu, tak z dat pozorovany´ch v Ondrˇejoveˇ. Pozorova´nı´ v Ondrˇejoveˇ probı´hala ve dvou nocı´ch 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 mozˇny´ch vy´vojovy´ch sce´na´rˇu˚. Data z ESO byla zı´ska´na pomoci spektrografu CRIRES a zredukova´na pomoci programu Gasgano. Zredukovana´ data obsahovala neˇkolik pozorovanı´ z ru˚zny´ch pozic v okolı´ hveˇzdy WR 105, ktere´ jsme slozˇili a vykreslili do neˇkolika grafu˚. Porovna´nı´m teˇchto spekter bylo videˇt, ze se od sebe nelisˇ´ı, ve spektrech bylo take´ videˇt velke´ mnozˇstvı´ absorpcˇnı´ch cˇar, ktere´ jsou du˚sledkem polohy hveˇzdy za silneˇ zakry´vajı´cı´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´ıva´n na UKIRT
Hostujı´cı´
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´, vı´ceobjektovy´ 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´, vı´ce3000 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´, vı´ceobjektovy´ 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 vı´ceobjektovy´ http://www.gtc.iac.es/instruments/miradas/miradas.php CRIRES - CRyogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph
2004, 2012?
spektrograf se zobrazova´nı´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´, vı´ceobjektovy´
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´ (zobrazova´nı´, 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´
zobrazova´nı´, 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´, vı´ceobjektovy´ 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´, vı´ceobjektovy´ 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
optimalizova´no 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 pozemnı´ch 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
Seznam pouzˇite´ literatury
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
Seznam pouzˇite´ literatury
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