Spektroskopie meteorů Jiří Borovička Astronomický ústav AV ČR, v.v.i. Ondřejov jiri.borovicka@asu.cas.cz
Přístroje spektroskopie bez štěrbiny - hranol -mřížka -oko - fotografie - video/ccd
Příklad fotografického hranolového spektra jasné Perseidy
Detail hranolového spektra
Fotometrický řez hranolovým spektrem Ca + Na Mg + Si + Mg Ca Fe N 2 3500 4000 4500 Wavelength [A] 5000 5500 6500
Spektrum jasné Perseidy emisní čáry meteorických par neutrální (Na, Mg, Fe, Ca) i ionizované prvky (Ca +, Mg +, Si + ) molekulární pásy atmosférického N 2
Baterie šesti fotografických kamer s mřížkou a rotujícím sektorem v Ondřejově
Příklad mřížkového spektra pomalého sporadického bolidu nultý řád první řád druhý řád
detail of grating spectrum
System for Video Spectroscopy
Příklad video spektra Leonidy
single frame
summed spectrum
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 400 500 600 700 800 900 Vlnová délka [nm]
CCD spektrum jasné Leonidy překrývající se spektrální řády Jenniskens (2007)
Kompletní spektrum Leonidy From Carbary et al. (2003)
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
Přenos záření ve spektrální čáře
Předpoklad termodynamické rovnováhy
Emisní křivka růstu
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
Volné parametry Excitační teplota, T Sloupcové hustoty pozorovaných atomů, N j Efektivní průřez meteoru, P Konstanta útlumu,
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
Odhad elektronové hustoty
Celkový počet atomů Fe 1E+23 EN 270200 Number of Fe atoms 1E+22 1E+21 light curve 2.00 2.20 2.40 2.60 2.80 Time [s] F
Teplota 5000 EN 270200 Temperature [K] 4500 4000 3500 light curve 2.00 2.20 2.40 2.60 2.80 Time [s] F
Elektronová hustota Electron density [cm -3 ] 1E+14 1E+13 1E+12 1E+11 EN 270200 light curve 2.00 2.20 2.40 2.60 2.80 Time [s] F
Dvě složky ve spektrech meteorů Spektra mohou být vysvětlena dvěma složkami s různými teplotami Hlavní složka, T = 4500 K Druhá složka, T = 10 000 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
Bolid z roje Perseid Dvě složky
Čáry hlavní složky Fe I Mg I Mn I Cr I Ni I Na I Si I Ca I Al I Ti I
The silicon line
Čáry druhé složky Ca II Si II Mg II Fe II H I
Si II and H I lines Si II O I Si II and H I lines N I H
Složení velkých meteoroidů (> 10 cm) > 90% velkých meteoroidů má složení odpovídající chondritům Ostatní: železné meteoroidy achondrity (eukrity, diogenity) meteoroidy bez sodíku (Karlštejn)
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
Kvantitativní analýza 2.0 Halley type comets Asteroidal Log (ratio to CI abundance) normalized to Mg 1.0 0.0-1.0-2.0 Jupiter family comets Comet Halley dust Geminids LL-chondrites Al Ti Ca Ni Fe Si Cr Mn Na H --> increasing volatility
Problémy Složení zářících par nemusí odpovídat složení meteoroidu Důvody Tvorba molekul Differenciální ablace / neúplné odpařování
Poměrná část prvků v molekulách (teoretický výpočet) Fraction in molecular and solid form 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 Na Ni Mn Mg Fe Ca Co Cr Al Ti Si 2000 3000 4000 5000 Temperature [K] p = 0.05 bar (h = 21 km) Berezhnoy & Borovička (2010)
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 = 0.001 bar (h = 50 km) 1000 2000 3000 4000 5000 Temperature [K] Berezhnoy & Borovička (2010)
Postup ablace (teoretický výpočet) Molar fraction 1 0.1 1E-2 Na O2 SiO FeO MgO SiO 2 Fe Mg O Ca Al 1E-3 K Ca NaO K + AlO 1E-4 CaO TiO2 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0 Mass fraction vaporized T = 3000 K CI composition Berezhnoy & Borovička (2010) using the MAGMA code (Schaefer & Fegley 2004)
Differenciální ablace malého (<< 1 mm), rovnoměrně zahřátého meteoroidu (teoretický výpočet) Janches et al. (2009)
Porous IDP (Rietmeijer 2002)
Differenciální ablace většího porézního meteoroidu (idea)
Složené video spektrum
Složené video spektrum (2)
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) 130 120 110 Height [km] 100 90 Leonidy
Extrémní případ SZ 263 Line intensity Na Mg 130 120 Height [km] 110 100 Leonida
Dvě fáze rozpadu 1000 SZ 2448 Line intensity 100 10 Na Mg (2) Na (1) 1 Fe Mg Fe (15) 100 95 90 Height [km] 85 Drakonida
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
Změny podél dráhy (Borovicka 1993)
Změny podél dráhy (jiný bolid) 1E+0 EN 270200 Mg Na Element/Fe ratio 1E-1 1E-2 Cr 1E-3 Ca 1E-4 Al 2.00 2.20 2.40 2.60 2.80 Time [s] spike fragmentation point
Benešov účinné odpařování až ve výškách pod 30 km
Složení malých meteoroidů Na základě integrace jasností čar podél dráhy Možné pouze pro Na, Fe, a Mg
Theoretické jasnosti čar pro chondritické složení Fe I - 15 strong Fe chondritic line weak Na 5550 55 50 45 45 45 45 45 50 50 45 40 40 40 55 40 40 45 50 40 40 50 50 550 55 45 45 45 50 5555 55 55 40 40 weak Mg 35 35 35 35 40 35 35 3535 35 temperature ( 100 K) 35 strong Mg weak Fe strong Na Mg I - 2 Na I - 1
Spektrální typy sporadických meteoroidů Mainstream Fe I - 15 Normal Na poor Fe poor Enhanced Na Other Irons Na free 40 30 20 15 Na rich Mg I - 2 Na I - 1
Poměr Na/Mg závisí na rychlosti meteoru 1.0 0.5 Na/ Mg (log) 0.0-0.5-1.0 10 20 30 40 50 60 70 Speed [km/ s].
Orbitální rozložení 1000 Spectrum type Aphelion [AU] 100 10 normal Enhanced Na Fe poor Na poor Na free Irons 1 0.01 0.10 1.00 10.00 Perihelion [AU]
Mechanická pevnost 130 Beginning height [km] 120 110 100 90 80 70 0 10 20 30 40 50 60 70 80 Speed [km/ s]
Rozmanitost Milimetrové meteoroidy jsou chemicky rozmanitější než větší tělesa Sporadické meteoroidy kometárního původu jsou rozmanitější než kometární roje
Geminidy, Quadrantidy a Leonidy Fe I - 15 Geminids Quadrantids Leonids 40 30 20 15 Mg I - 2 Na I - 1
Rozdíly v obsahu Na v Geminidách jsou reálné 5000 SZ 2296 integrated Signal 100000 SZ 2334 integrated 5000 Na 0 4000 5000 6000 7000 Wavelength [Å]
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)
Trvání ztráty 90% sodíku v Geminidách 1000 let pro 100 m zrno s albitickým difúzním koeficientem
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) 1 2 3 4 Meteor magnitude 5 0.0 0.4 0.8 1.2 Time [s]
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
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)