Boble nær ngc6820/6823 nyt spørgsmål

Fora ASTRO-FORUM GENEREL ASTRONOMI Boble nær ngc6820/6823 nyt spørgsmål

Dette emne indeholder 395 svar, har 19 stemmer og blev senest opdateret af nightsky 4 år, 7 måneder siden. This post has been viewed 3377 times

Viser 15 indlæg - 361 til 375 (af 396 i alt)
  • Forfatter
    Indlæg
  • #110176

    Frank Larsen
    Moderator
    • Super Nova

    Sorry ja (placering)

    Det link jeg henviste til er et ret groft map og som jeg kan forstå det baseret på infrarøde målinger (som jo per definition ser dybere i støvftldte omgivelser).

    Du har målt på stjerner der ses i visuelle bølgelængder og er derfor en måling af extinction baseret på stjerner der ikke er begravet helt i støv. Derfor tror nu nok målingen er gangbar nok, men placeringen af tyc som forgrund eller baggrundsstjerne er nok afgørende for hviken extinction der er afgørende.

    Jeg kan ikke helt gnnemskue hvordan man kommer fra observerede b-v til intrinsic og hvordan intrincsic værdier relaterer sig til b-v i retninger uden støv.

    #110372

    nightsky
    Deltager
    • Neutron star

    Er ude og lave 600 sek. eks. af TYC stjernen. Desværre ser det ud til at jeg får kontaminering fra en stjerne udenfor CCD’ens FOV (Husk at gratingen er større end CCD’ens FOV).

    Men jeg fortsætter indtil de tynde skyer tætter til.

    Alt det her bøvl kunne vi have afklaret med en MiniSpecWink for længe siden.


    Lars

    #110373

    Frank Larsen
    Moderator
    • Super Nova

    Super Lars.

    Jeg gør et nyt forsøg på søndag med min spaltespektrograf.

    #110406

    mhansen
    Deltager
    • Nova

    Jeg faldt lige tilfældigvis over det her, på facebook.

    Unicorn Balls

    This image has been taken using filters in the infrared wavelength regime. Newborn, massive, super-hot O class stars appear as blue dots inside spheres of gas, themselves enclosed by a torrid jumble of gas from the Rosette Nebula (in green and red).

    The Rosette Nebula is located about 5000 lightyears away, in the Monoceros (the Unicorn) constellation. When viewed in optical wavelengths, the nebula has a morphology similar to a rosebud.

    Other views of the nebula are available from filters corresponding to emission lines (http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0557.html) and approximately true colour (http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0554.html).MHansen2013-11-24 11:36:48

    #114015

    jacobb
    • Nova

    Så er det vidst på tide med en lille opdatering.

    Om et par måneder vil det igen være muligt at observere vores lille boble og det glæder jeg mig til.

    Frank fik før vinteren taget et par spektre af stjernen i midten af boblen og jeg tror der snart kommer en opdatering fra hans side også.

    Der er jo ingen hemlighed at vi har knoklet for at få et af de store teleskoper rettet mod boblen og det lader til at vores ønske måske bliver opfyldt. Mere om det snarest

    Mvh

    Jacob Bassøe

    #117515

    Frank Larsen
    Moderator
    • Super Nova

    Så genopliver vi lige denne super lange saga med et langt indlæg som har været meget længe undervejs.

    Sidst i November – ikke lang tid inden den famøse stjerne TYC 2139-1802-1 kom for lavt over mit hus til at jeg kunne følge den, lykkedes det mig at optage et relativt højopløst spektrum af ”central stjernen” i Jacobs Nebula.

    Stjernen ligger på ca. mag 12.3 i både B,V og R og det krævede derfor ekstrem omhu i opsætningen af min spektrograf for at kunne få et brugbart spektrum ned. På dette sene tidpunkt på året havde jeg kun mulighed for ca. 1-2 timer samlet eksponeringstid kort efter solnedgang og det er absolut i underkanten – selv med et 12” teleskop.

    Jeg endte med at ombygge min spektrograf så den havde lavere spektral opløsning. Dels ved at montere en skive med mange forskellige spalter og pinholes (så jeg kunne vælge en bredere end min standard på 18um);

    Dels ved at udskifte den oprindelige 12x12mm 1200L/mm grating med en 25x25mm 600L/mm grating samt ændre kameralinsen til en ældre 50mm F/1.8 linse fra et 24×36 format kamera – det har den konsekvens at lyset spredes mindre ud (højere intensitet i den enkelte pixel) samt at jeg kunne dække et størrer spektralt område – faktisk dækker min spektrograf nu hele det synlige område plus lidt ekstra – fra 320nm til 820nm og endelig god farvekorrigering og fladt felt – det betyder at jeg har god opløsningsevne helt fra nær-UV til nær-IR. Jeg har i øvrigt nu monteret mit Artemis4021 kamera på spektrografen.

    Opløsnings evnen varierer dog noget og højeste opløsning har jeg i det grønne og røde område. Opløsningsevnen ligger ca. R=200-2000 alt efter valg af spalte samt fokus. Tidligere havde systemet en opløsningsevne på op mod R=3000 (2Å@6563Å)

    Til dette projekt som primært handlede om at type bestemme stjernen og undersøge om der var nogen emmisionslinier, valgte jeg en forholdsvis bred spalte som matchede den typiske FWHM jeg kan opnå ved F/10 som er det F-tal jeg arbejder ved. Spalten var derfor valgt til ca. 50um og endelige opløsningsevne afhænger i høj grad af stjernens FWHM – det var et kompromis for at få mest muligt lys igennem. Det ser ud til at jeg er endt omkring R=700-800 stykker.

    Jeg ombyggede også grating holderen så den var mere stabil og nemmere at justere samt ændrede strålegangen så jeg kom fik en spidsere indfalds vinkel på gratingen (giver højere effektivitet – men lavere opløsning). Jeg har desuden monteret min Aktive optiske Guider på spektrografen for præcis placering af stjernen midt på spalten.

    Her ses mit setup:

    Den hvide kasse er spektrografen – med bunden i vejret  – længst til højre ses Artemis kameraet og den sorte dims i venstre side er en starlight Express Lodestar – et følsomt og meget støjfrit guidekamera.

    Efter nogle test aftener var det den 24/11-2013 endelig tid.

    Jeg startede allerede ved solnedgang med at tage nogle reference optagelser af Vega – dels for at kunne estimere systemets effektivitet og dels for at have data til at måle mit instrument response – en vigtig kalibrering da jeg skal kunne tage atmosfæren og kikkertens indflydelse på spektret væk.

    Her er Vega spektret efter stakning og korrigering med darks og bias samt fjernelse af hotpixels.

    Normalt ville jeg til så udfordrende et objekt optage forskellige reference spektre før og efter mit hovedobjekt og også optage spektre af kalibreringslamper – formålet er at kunne sikre en god bølgelængde kalibrering hvis noget skulle skride undervejs.

    Desværre var der ikke tid til dette på denne aften og jeg havde derfor kun et Vega spektrum som desværre viste sig ikke at være perfekt i fokus – det opdagede jeg da jeg begyndte at arbejde med TYC stjernen – Der var jeg nødt til at re-fokusere for at bringe detaljer frem i de atmosfæriske linier.

    Dagen før havde jeg også forsøgt, men havde ikke fundet den rigtige stjerne – denne aften havde jeg forberedt mig noget bedre med ordentligt søgekort og jeg havde identificeret størrelsen på mit guide felt – Det viste sig at være væsentligt størrer end jeg havde forventet.

    Her er et screenshot fra PHD guide da jeg kalibrerede guideningen – Det er TYC 2139-1802-1 der guides på.

    Den sorte streg midt i feltet er spalten som lyset fra stjernen skal sendes gennem. Grunden til at den ses så tydeligt skyldes at jeg havde en kalibreringslampe tændt foran kikkerten samtidigt, for at vise spaltens position.

    Her er en animeret gif der viser feltet i en lidt større context.

    Efter lidt start besvær med at få fotoner nok igennem fik jeg endelig startet serien kl 18.14 med 900s lange enkelt eksponeringer. Her er en ubehandlet en af slagsen:

    Der ses to vandrette linier – det er spektrene af TYC 2139-1802-1 (øverst) og nederst spektret af en anden noget svagere stjerne i feltet 2.3’ sydligere. Alle de lodrette striber er en god blanding af airglow (OI linier) samt lysforurening fra lavtryks lamper (sparerpærer – domineret af kviksølv linier) og højtryks natrium lamper. Se nærmere beskrivelser på denne side af Christian Buil:

    http://www.astrosurf.com/buil/us/spe2/hresol4.htm

    Det lykkedes at få 5 optagelser af 900 sekunder – ikke alle blev lige gode, men samlet blev det da til 4500sekunder eller 1 time og et kvarter. Vejret i den efterfølgende periode tillod ikke flere optagelser i 2013.

    Det endelige reducerede spektrogram ses her:


    H-alfa arbsorptions linie ses svagt – men skarpt ved x=1370 og H-beta findes ca. ved x=670. Spektret er i øvrigt uden de helt store features. De meget svage balmer linier tyder på at vi enten skal lede blandt O/B i den ene ende af skalaen eller i K/M/L i den røde ende – i hvert fald ikke i A eller G (som vi ellers tidligere fandt i litteraturen).

    Spektret bekræfter hvad Mogens og Lars tidligere fandt ud af med Star Analyzer – at der ikke er nogen markante emmisionlinier eller arbsorptions linier – Det der er i spekret er små detaljer.

    Kigger man i øvrigt nærmere efter i baggrunden ved Ha-linien, ses ganske svagt en kort streg af omtrent samme længde som Jacobs Nebula’s diameter…Herunder ses spektret strukket godt ud – der bliver stregen noget tydeligere:

    For lige at vise selve spektret og spektret af himlen og den lysforurening jeg bor i, er her et overlay af flere spektre:

    –Blå: det rå stjerne spectrum med forurening,

    Grøn: stjernen minus himmel og

    Lilla: himmel alene.

    Himmelspektret har nogle veldefinerede linier og de kan bruges til at bølgelængde kalibrere spektret.

    Her er igen det rå spektrum inklusive himmel:

    Og her uden himmel (med rød streg ved H-alfa linien):

    Der ses en del arbsorptionslinier – men nogle af dem er falske idet de ligger på samme positioner som nogle af emmisionerne i himmelbaggrunden – men alligevel er der nogle stykker. Halfa og Hbeta er nemme at identificere.

    For at få lidt bedre data og bedre baggrunds subtraktion anbefales da at optage en flat med sin spektrograf. Det er ikke helt nemt, men efter flere forsøg lykkedes det mig at fremstille en med en kraftig halogen lampe. Fordelen ved at bruge en flat er at man kan udjævne variationer fra skanlinie til skanlinie i spektret – noget der er vigtigt for at få en god baggrunds subtraction og god binning af selve spektret.

    Det giver dog anledning til en del støj i enderne af spektret som det kan ses her:

    Til gengæld er spekret nu meget renere og der kan allerede ses at der er nogen features at se på.

    Her er det flat korrigerede (og bølgelængde kalibrerede) spektrum:

    Bølgelængde kalibreringen er et kapitel for sig selv og en af grundene til at dette indlæg først kommer nu så sent. Jeg har kæmpet meget med det og Lars Zielke ligeså. Det viser sig at jeg har lavet en grundlæggende fejl på optagelses dagen. Spektrografen havde ligget i mit værksted indtil jeg kom hjem fra arbejde og det betød at den ikke var kølet ned da jeg skulle bruge den – og da det faktisk gik hen og blev 4 graders frost den aften oplevede jeg en mindre bølgelængde skred samt – endnu værre – en ændring i billedskala. Det gav en del frustration, idet de reference stjerner jeg brugte resten af aftenen på ikke passer med Tycho spektret eller Vega spektret og reference lamperne heller ikke. Jeg kan se at spektrografen er blevet stabil ved 20.30 tiden, for der ophører ændringerne. Ændringen i skala antager jeg ligger dels i linserne – men nok primært i en sammentrækning af selve gratingen.

    Men ikke nok med det – så viser det sig at den kombination af linser og spejle jeg anvender i spektrografen giver en del forvrængning henover den store chip jeg anvender til at måle spektret med – selv med 4 ordens tilpasning i bølgelængde kalibreringen kan jeg kun opnå 50Å præcision i snit i ISIS. Det har jeg valt at leve med og prioriteret at bølgelængderne passer ca. ved Ha og Hgamma og jeg har valgt en kalibrering baseret på Vega spektret. Den kalibrering ligger meget tæt på en kalibrering ud fra himmelbaggrunden – men den er der nogen usikkerhed på.

    Det næste skridt er at lave en normalisering med instrument responset. I al sin enkelthed går det ud på at dividere objekt spekret med instrumentresponset. Instrument responset ses her:

    Det lidt spidse look skyldes min halogen flat.

    Instrument responset er lavet ud fra Vega hvilket ikke er helt optimalt, men tidsmæssigt er det den reference måling jeg havde tættest på.

    Herunder kan ses hvordan Vega optagelsen passer efter Instrumentkorrigering. Den røde er mine egne data og den blå er model data – bemærk fejlene i bølgelængde kalibreringen:

    Det endelige instrument kalibrerede spektrum af TYC 2139-1802-1 ses her:

    Umiddelbart et meget rødt objekt (mest grønt og rødt, anelse mindre blå flux) – hvilket IKKE understøttes af litteraturen som har BVR værdier der er sammenlignelige og en B-V på +0.1. Husk at graferne er flux – ikke magnituder som vil være inverterede så B værdi er størrer end V og R værdier på magnitude skalaen, samt at Vega er 0 punkt for B,V og R.

    En fejlkilde er at VEGA stod noget højere på himlen end TYC stjernen og TYC stjernen derfor er under indflydelse af mere atmosfære og derfor vil fremstå mere rød.

    Efter passende korrektion for atmosfærisk reddening:

    Bemærk – der er udelukkende brugt et estimat af atmosfærens reddening.

    Den flade eller rødlige karakter kunne betyde K eller M, men spektrets detaljer passer overhovedet ikke hermed. Se her et eksempel på en M stjerne:

    Så det kunne tyde på at der er noget blåt lys vi ikke modtager på grund af interstellar reddening.

    I den retning hvor stjernen ligger i mælkevejen er der overordentligt meget støv og hvis antagelsen om at TYC stjernen er associeret med ngc6820 – så skal vi nok forvente en del af det.

    De svage Balmer linier antyder at vi nok ikke er oppe i A, F og G stjerner, men nok er nede i O og B. De relative dybe linier der ellers er i spektret, kunne så tyde på at det ikke er en hovedserie stjerne – men det er svært at gætte noget om når linierne ikke er præcist identificeret (hvilket er svært fordi bølgelængde kalibreringen ikke er helt nøjagtig).

    Som standard, inddeler man stjerner i klasser efter deres spektrums indhold af forskelllige linier og disses indbyrdes styrker:

    Grafen viser klassifikation for hovedserie stjerner – for kæmper vil hydrogen serien være mere dæmpet og helium stærkere.

    Det viser sig at de fleste af de øvrige linier passer udmærket med Helium

    Kurven ovenfor er Normeret med continuum, således at de relative styrker mellem linierne direkte kan sammenlignes.

    For at få en ide om hvilken stjerne klasse der reelt er tale om – lavede jeg en serie spektre på basis af det færdig kalibrerede spektrum, hvor jeg kompenserede for interstellar reddening i varierende grad. Disse spektre sammenlignede jeg med Pickles modelspektre i ISIS.

    Dels sammenlignede jeg formen på kontinuum, dels sammenlignede jeg tilstedeværelsen og styrken af hydrogen og Helium linier.

    B0I og E(B-V)=1.2

    B0V og E(B-V)=1.25

    B3III og E(B-V)=1.15

    B3V og E(B-V)=1.15

    B5I og E(B-V)=1.0

    B8I og E(B-V)=0.95

    Umiddelbart er det B3III der passer bedst på dybden af Helium og Hydrogen linier, men B0V kunne også passe baseret på continuum kurven. Undlader man at se på continuum, så er en B3I eller B5Ia ganske fine match.

    Der er dog ganske svært og mere støjfri optagelse og bedre reference stjerner er nødvendige for at præcisere det.

    Forhåbentligt kan jeg lave nye dybere data her i maj.

    En B stjerne på dette sted i yderområdet af en ung åben hob er ikke overraskende og bekræfter det vi tidligere fandt ud af – nemlig at den G8 bestemmelse der findes i litteraturen ikke passer.

    Det at det tilsyneladende ikke er en hovedserie stjerne er super gode nyheder for vores lille gruppe. For stjernen har samtidigt udpræget IR excess – De to ting kan sammen være pejlemærke for en post-AGB stjerne. Vi har tidligere set at området omkring stjernen har betydelig emmision i 24um båndet (som dækker 21um og 26um features. Features ved 21um er unikke for PPN/postAGB).

    Fremtidige observationer vil dels koncentrere sig om det nær infrarøde – særdeles OI ved 7774Å og CN båndet ved 7925Å – begge features der tydeligt stikker ud i støjen. Lige netop de to linier er gode til at identificere Super Giganterne af luminositets klasse I og Ia – hvilket er en forudsætning for at være post-AGB. Desuden vil den blå ende blive forsøgt undersøgt for at undersøge om der er CaK linier.

    Det viste sig at mit spektrum måske viser emmsionen fra tågen – så det har givet blod på tanden til at lave meget dybe eksponeringer for at undersøge naturen af emmisionerne omkring Ha indenfor det bånd der er detekteret data i.

    Konklusion:

    Sandsynligvis en B stjerne i den lidt varmere ende, men det er svært at sige. Ingen emmisioner fra stjernen dog. Luminositetsklasse helt åben.

    Og jeg er blevet en hel del klogere på at reducere spektre.

    FrankLarsen2014-04-29 15:41:54

    #117518

    astrojensen
    Deltager
    • Neutron star

    Det er hardcore, det der! Yderst imponerende!

    Thomas, Bornholm

    #117549

    nightsky
    Deltager
    • Neutron star

    Fin gennemgang af databehandlingen og konklusionen matcher fint de data vi har indtil nu.


    Lars

    #117550

    Mogens.Bildsøe
    Deltager
    • Nova

    Hej Frank

    imponerende arbejde, men jo også med temmelig megen støj. Har du mulighed for at strække de sidste 6 grafer, så de interessante frekvensområder bliver spredt lidt mere? og evt. med skala på x-aksen.

    Jeg har set på feltets farve-lysstyrke diagram, og noget kunne tyde på, at en del af stjernerne tilhører en egentlig åben hob? Ved i, om det er tilfældet?

    Mogens B2014-04-29 20:05:02


    Hilsen Mogens B.

    #117559

    Frank Larsen
    Moderator
    • Super Nova

    Hej Mogens,

    Ikke lige på stående fod. Så skal jeg ind og generere model spektrene for et mindre område og plotte dem på en anden måde.

    Jeg er dog ved at lave et sæt kontinuum normaliserede modelspektra som gør det nemmere at sammenligne uden samtidigt at skulle håndtere interstellar reddening. Men jeg trænger lige til en pause først 🙂

    #117561

    Frank Larsen
    Moderator
    • Super Nova

    Ang. Hob…jeg har ikke kendskab til at der skulle være andre hobe end den der er ascocieret med ngc6820…det kunne godt være stjerner der hører dertil.

    På den anden side, så er der søjler i gasskyen der peger væk fra den hob og man kunne sagtens forestille sig at der havde været en anden hob der nu er spredt og vis stjerner nu er blevet gamle…det kunne forklare tilstedeværelsen af en postAGB/PPN.

    Interressant tanke.

    #117594

    Mogens.Bildsøe
    Deltager
    • Nova

    Hej Frank,grunden til at jeg spørge er her:

    Har lavet en hurtig fotometri på mit setup’s felt (ca. 15′ x 10′ med TYC i centrum). I denne analyse er data kun dark kalibreret- men jeg har da flats, så der kan laves en fuld kalibrering om nødvendigt.

    Vedhæftede figur viser en 2 x 3 matrix med magnituder i v og i, plottet mod hver af 3 mulige farveindices (b-v, b-i og v-i) for ca. 475 stjerner, som kan matches på alle 3 frames (optagelser gennem h.h.v. b, v og i filtre). Jeg kunne i farten ikke finde de gamle magnitude kalibreringer, så figuren viser kun instrumentmagnituder. TYC stjernens beliggenhed i plottet er vist med rød cirkel.

    Hensigten med denne øvelse er kun groft at indikere feltets farve/lysstyrke diagram, for om muligt at vurdere, om der kan erkendes “strukturen” af en åben hob? Det ville jo gøre det hele lidt nemmere? Baseret på figuren, hvordan vurderer i muligheden for at vi ser en stjernehob i det aktuelle felt? Synes selv figuren tilnærmelsesvis matcher dette plot– og i så tilfælde altså ingen hob?


    Hilsen Mogens B.

    #117600

    Frank Larsen
    Moderator
    • Super Nova

    Forklaring udbedes ?? – kan nemlig ikke helt se matchet ;o)

    Går ud fra at b og v er i logaritmisk skala (v – v_ref) = – 2.5*log(v_adu_star / v_adu_refstar) ??

    Kan du ikke indikerer linien hvor hovedserie stjerner skal ligge, og hvor turn-off krogen skulle ligge hvis det var en hob (Jeg har lidt svært ved at se hvad der er op og ned i forhold til HR).

    Varierende mængder støv i området og det faktum at vi kigger gennem mælkevejens arme spiller nok også meget ind så der vil være mange ikke-relaterede stjerner i feltet.

    FrankLarsen2014-04-30 14:54:41

    #117604

    Mogens.Bildsøe
    Deltager
    • Nova

    Hej Frank,

    som skrevet står er plottet baseret på INSTRUMENT magnituder: CCDSoft beregner mags (som jeg lige husker det) som magnitude = z0-2.5*log10 (ADU,) i modsætining til f.eks. AIPwin, som benytter magnitude = z0 – 2.5 * log10 (ADU/eksponeringstid).

    Her er Z0 kalibreringskonstanten, som i dette tilfælde er sat til 0 grundet mangel på kalibreringsstjerner.

    Jeg må altså ‘nøjes’ med ukalibrerede instrument magnituder og er derfor kun interesseret i plottets ‘udseende’ (som kun i mindre grad ændres ved kalibrering).

    De marginale figurer “v”og “i” er frekvensfordelingen af de observerede magnituder (og således analog til stjernehobes luminosity funktion), mens den marginale øverste række plots angiver frekvensfordelingen af farveindices. De centrale plots viser så magnitude (y-akse) mod farveindex (x-akse).

    Plottet V vs. B-V matcher bedst det angivne link: Hovedserien løber fra plottet nederst til højre (svage røde stjerner) mod plottets øverste del længst til venstre (lysstærke og mere blå stjerner).

    Desuden ses en mindre population til højre for hovedserien (mod den røde ende af spektret), som godt kan tydes som den røde kæmpegren vist i det linkede plot.

    Da der sandsynligvis ikke er tale om en egentlig hob, er der ej heller et turnoff i gængs forstand- hvor det ville ligge er jo desuden afhængig af en evt. hobs alder!


    Hilsen Mogens B.

    #117606

    Frank Larsen
    Moderator
    • Super Nova

    Ok – så giver det lidt mening. Det er bare støvle snuden jeg ikke kunne placere.

    mangel på tydeligt turnoff er vel indirekte beviset for at det ikke er en hob der dominerer feltet

Viser 15 indlæg - 361 til 375 (af 396 i alt)

Du skal være logget ind for at svare på dette indlæg.