Spektroskopie meteorů

HTML
DOWNLOAD

Rozměr: px

Začít zobrazení ze stránky:

Download "Spektroskopie meteorů"

Kristina Králová
před 6 lety
Počet zobrazení:

1 Spektroskopie meteorů Jiří Borovička Astronomický ústav AV ČR, v.v.i. Ondřejov

2 Přístroje spektroskopie bez štěrbiny - hranol -mřížka -oko - fotografie - video/ccd

3 Příklad fotografického hranolového spektra jasné Perseidy

4 Detail hranolového spektra

5 Fotometrický řez hranolovým spektrem Ca + Na Mg + Si + Mg Ca Fe N Wavelength [A]

6 Spektrum jasné Perseidy emisní čáry meteorických par neutrální (Na, Mg, Fe, Ca) i ionizované prvky (Ca +, Mg +, Si + ) molekulární pásy atmosférického N 2

7 Baterie šesti fotografických kamer s mřížkou a rotujícím sektorem v Ondřejově

8 Příklad mřížkového spektra pomalého sporadického bolidu nultý řád první řád druhý řád

9 detail of grating spectrum

10 System for Video Spectroscopy

11 Příklad video spektra Leonidy

12 single frame

13 summed spectrum

14 Fotometrický řez video spektrem O Mg Na O O N O O[O] N Ca Fe Fe N 2 N 2 N 2 O N kontinuum Vlnová délka [nm]

15 CCD spektrum jasné Leonidy překrývající se spektrální řády Jenniskens (2007)

16 Kompletní spektrum Leonidy From Carbary et al. (2003)

17 Záření meteorů Většina viditelného světla vychází z meteorických par ve formě emisních čar Záření zahřáté atmosféry je významné u rychlých meteorů, kde tvořívětšinu infračerveného a dalekého UV záření Přítomno je také tepelné kontinuum Záření povrchu meteoroidu je málokdy důležité

18 Přenos záření ve spektrální čáře

19 Předpoklad termodynamické rovnováhy

20 Emisní křivka růstu

21 Předpoklady pro interpretaci jasností emisních čar ve spektrech meteorů Záření pochází z vrstvy plynu o konečné tloušťce a viditelném efektivním průřezu P Obsazení hladin atomů je v celém objemu dané Boltzmanovým vztahem pro excitační teplotu T Nepředpokládáme, že plyn je opticky tenký

22 Volné parametry Excitační teplota, T Sloupcové hustoty pozorovaných atomů, N j Efektivní průřez meteoru, P Konstanta útlumu,

23 Určení chemického složení 1. Odhad elektronové hustoty 2. Sahova rovnice (T, n e ) výpočet stupně ionizace 3. Přepočet zastoupení prvků neutrálních prvků na celkové zastoupení

24 Odhad elektronové hustoty

33 Celkový počet atomů Fe 1E+23 EN Number of Fe atoms 1E+22 1E+21 light curve Time [s] F

34 Teplota 5000 EN Temperature [K] light curve Time [s] F

35 Elektronová hustota Electron density [cm -3 ] 1E+14 1E+13 1E+12 1E+11 EN light curve Time [s] F

36 Dvě složky ve spektrech meteorů Spektra mohou být vysvětlena dvěma složkami s různými teplotami Hlavní složka, T = 4500 K Druhá složka, T = K - jen u rychlých a jasných meteorů Teploty prakticky nezávisí na rychlosti a jasnosti meteorů, ale podíl (hmotnost) druhé složky roste s rychlostí a jasností meteoru

37 Bolid z roje Perseid Dvě složky

38 Čáry hlavní složky Fe I Mg I Mn I Cr I Ni I Na I Si I Ca I Al I Ti I

39 The silicon line

40 Čáry druhé složky Ca II Si II Mg II Fe II H I

41 Si II and H I lines Si II O I Si II and H I lines N I H

42 Složení velkých meteoroidů (> 10 cm) > 90% velkých meteoroidů má složení odpovídající chondritům Ostatní: železné meteoroidy achondrity (eukrity, diogenity) meteoroidy bez sodíku (Karlštejn)

43 Typy meteoritů Kamenné (94% všech pádů) chondrity (86%) obyčejné (80%) H(33%) L (38%) LL (9%) uhlíkaté* (4%) enstatické (2%) achondrity (8%) Železné (5%) Železokamenné (1%) podobné složení *nejpůvodnější složení, blízké zárodečné mlhovině

44 Kvantitativní analýza 2.0 Halley type comets Asteroidal Log (ratio to CI abundance) normalized to Mg Jupiter family comets Comet Halley dust Geminids LL-chondrites Al Ti Ca Ni Fe Si Cr Mn Na H --> increasing volatility

45 Problémy Složení zářících par nemusí odpovídat složení meteoroidu Důvody Tvorba molekul Differenciální ablace / neúplné odpařování

46 Poměrná část prvků v molekulách (teoretický výpočet) Fraction in molecular and solid form Na Ni Mn Mg Fe Ca Co Cr Al Ti Si Temperature [K] p = 0.05 bar (h = 21 km) Berezhnoy & Borovička (2010)

47 Složení plynu kovy (teoretický výpočet) poměr vzduchu a par 30:1 1E-3 Cooling phase Fe MgO SiO2 Fe Bolide phase SiO Mg Si Fe + Mg + Molar fraction 1E-4 Na FeO AlO Ca Al Na+ Si + Al + Ca+ CaO NaOH 1E-5 p = bar (h = 50 km) Temperature [K] Berezhnoy & Borovička (2010)

48 Postup ablace (teoretický výpočet) Molar fraction E-2 Na O2 SiO FeO MgO SiO 2 Fe Mg O Ca Al 1E-3 K Ca NaO K + AlO 1E-4 CaO TiO Mass fraction vaporized T = 3000 K CI composition Berezhnoy & Borovička (2010) using the MAGMA code (Schaefer & Fegley 2004)

49 Differenciální ablace malého (<< 1 mm), rovnoměrně zahřátého meteoroidu (teoretický výpočet) Janches et al. (2009)

50 Porous IDP (Rietmeijer 2002)

51 Differenciální ablace většího porézního meteoroidu (idea)

52 Složené video spektrum

53 Složené video spektrum (2)

54 Přednostní odpařování sodíku Intensity SZ 302 Různé meteor od meteoru, i v rámci jednoho roje Mg 518 nm SZ 1252 Na 589 nm O 777 nm (1/5) Height [km] Leonidy

55 Extrémní případ SZ 263 Line intensity Na Mg Height [km] Leonida

56 Dvě fáze rozpadu 1000 SZ 2448 Line intensity Na Mg (2) Na (1) 1 Fe Mg Fe (15) Height [km] 85 Drakonida

57 Ablace velkých meteoroidů ( 10 cm) Všechen materiál není odpařen úplně V zářícím plynu (kromě horké složky) je snížený obsah refraktorních prvků Složení plynu závisí na teplotě a účinnosti odpařování

58 Změny podél dráhy (Borovicka 1993)

59 Změny podél dráhy (jiný bolid) 1E+0 EN Mg Na Element/Fe ratio 1E-1 1E-2 Cr 1E-3 Ca 1E-4 Al Time [s] spike fragmentation point

60 Benešov účinné odpařování až ve výškách pod 30 km

61 Složení malých meteoroidů Na základě integrace jasností čar podél dráhy Možné pouze pro Na, Fe, a Mg

62 Theoretické jasnosti čar pro chondritické složení Fe I - 15 strong Fe chondritic line weak Na weak Mg temperature ( 100 K) 35 strong Mg weak Fe strong Na Mg I - 2 Na I - 1

63 Spektrální typy sporadických meteoroidů Mainstream Fe I - 15 Normal Na poor Fe poor Enhanced Na Other Irons Na free Na rich Mg I - 2 Na I - 1

64 Poměr Na/Mg závisí na rychlosti meteoru Na/ Mg (log) Speed [km/ s].

65 Orbitální rozložení 1000 Spectrum type Aphelion [AU] normal Enhanced Na Fe poor Na poor Na free Irons Perihelion [AU]

66 Mechanická pevnost 130 Beginning height [km] Speed [km/ s]

67 Rozmanitost Milimetrové meteoroidy jsou chemicky rozmanitější než větší tělesa Sporadické meteoroidy kometárního původu jsou rozmanitější než kometární roje

68 Geminidy, Quadrantidy a Leonidy Fe I - 15 Geminids Quadrantids Leonids Mg I - 2 Na I - 1

69 Rozdíly v obsahu Na v Geminidách jsou reálné 5000 SZ 2296 integrated Signal SZ 2334 integrated 5000 Na Wavelength [Å]

70 Výpočet ztráty sodíku v blízkosti Slunce Čapek & Borovička (2009) Difúze Na z vnitřku na povrch meteoroidu nebo zrna Teploty Geminid: 180 K (afel) 750 K (perihel) (izotermální pro meteoroidy < 20 cm)

71 Trvání ztráty 90% sodíku v Geminidách 1000 let pro 100 m zrno s albitickým difúzním koeficientem

72 Pozorované rozmístění sodíku 100 Meteor 3136 light curve -2-1 Mg 0 Line intensity (a.u.) 10 1 Na late erosion (densely packed grains) early erosion (loosely bound grains) Meteor magnitude Time [s]

73 Význam sodíku Sodík je dobrý indikátor struktury a historie malých (milimetrových) meteoroidů Snížení celkového obsahu sodíku ukazuje na porézní zrnitou strukturu a vystavení silnému slunečnímu záření na r < 0.2 AU nebo dlouhodobé (~10 9 yrs) vystavení kosmickému záření (?) Přednostní odpaření sodíku ukazuje brzký rozpad na jednotlivá zrna při vstupu do atmosféry

74 Organický materiál v meteoroidech Vodík je běžný v kometárních meteoroidech, může být součástí minerálů Uhlík byl detekován v daleké ultrafialové oblasti (jedno spektrum Leonidy) CN, C 2, CH nejisté (CN/Fe < 0.03 v Leonidách) OH detekován v Leonidách a jejich stopách (UV a IR)

Podobné dokumenty

Fyzika meteorů. 1) Úvod a teorie (Lukáš Shrbený) 2) Pozorování a statistika (Pavel Koten) 3) Spektra (Jiří Borovička)

Fyzika meteorů. 1) Úvod a teorie (Lukáš Shrbený) 2) Pozorování a statistika (Pavel Koten) 3) Spektra (Jiří Borovička) Fyzika meteorů 1) Úvod a teorie (Lukáš Shrbený) 2) Pozorování a statistika (Pavel Koten) 3) Spektra (Jiří Borovička) Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov Obsah přednášky Metody pozorování Zpracování získaných