Univerzita Karlova v Praze

Matematiko-fyzikln fakulta

BAKALSK PRCE

Tereza Jebkov

Spektroskopik analza B[e hvzdy

V743 Mon

Astronomik stav UK

Vedou bakalsk pre: Mgr. Daniela Korkov, Ph.D.

Studijn program: Fyzika

Studijn obor: oben fyzika

Praha 2013

Chtla byh tmto podkovat svoj vedou D. Korkov, za spoustu asu, kter

mi pi vypraovn pre vnovala. Za nekonenou trplivost, ohotu a vbe

monost praovat se spektry hvzdy V743 Mon, kter jsou pozena hlavn jej

zsluhou.

Jest pravda, e psn vdek bdn neme uznvati jinh skutenost ne

th, kter meme svmi smysly oviti nebo je zapojiti do pinn a logik

souvislosti s jinmi ovitelnmi fakty. Avak jestlie usilujeme o tento idel i

ve vkladu veho ivotnho dn, zda nezaujmme stanovisko podobn tomu, ja-

ko kdybyhom htli vyloiti pohyb stnu hodinovho kyvadla souhrou s jinmi

stny v jeho okol, nepihleje k prostorovm pomrm a zejmna k sloitmu

hodinovmu stroji, kter jest pinou pohybu?

Otakar Borvka a Ferdinand Herk

tyrozmrn model ivota, Vda a ivot X, 1944, str.481-484

Prohlauji, e jsem tuto bakalskou pri vypraovala samostatn a vhradn

s pouitm itovanh pramen, literatury a dalh odbornh zdroj.

Beru na vdom, e se na moji pri vztahuj prva a povinnosti vyplvaj ze

zkona . 121/2000 Sb., autorskho zkona v platnm znn, zejmna skutenost,

e Univerzita Karlova v Praze m prvo na uzaven lienn smlouvy o uit tto

pre jako kolnho dla podle 60 odst. 1 autorskho zkona.

V ........ dne ............ Podpis autora

Nzev pre: Spektroskopik analza B[e hvzdy V743 Mon

Autor: Tereza Jebkov

Katedra: Astronomik stav UK

Vedou bakalsk pre: Mgr. Daniela Korkov, Ph.D.

Abstrakt: Tato pre je vnovna studiu hvzdy V743 Mon. Ve spektru hvzdy se

nahz emisn ry zakzanh pehod ar [O I, vrazn emise v Balmerov-

skh arh a pozoruje se i pebytek zen v infraerven oblasti. Dky tomu je

hvzda V743 Mon azena do rozshl skupiny B[e objekt. Jednotliv spektrl-

n aspekty ukazuj na ptomnost velmi rozshl a rotuj praho-plynn oblky

okolo hvzdy, jej vznik se prozatm nepodailo pln vysvtlit. Zkoumme asov

vvoj spekter pozenh v leteh 2004-2012 v A AV R v Ondejov. Pro tyto

ely provdme reduki a rektikai spekter, promujeme hodnoty relativnh

intenzit, ekvivalentn ky a radiln ryhlosti u spektrln ry H a ar [O Ia Fe II. Grak analza zahrnuje tak absorpn ry Si II a He I. Diskutuje-

me dlouhodob asov vvoj a korelae mezi spektrlnmi arami. Data zskan

na observatoi SAAO bhem jednoho tdne jsme pouili ke studiu krtkodobh

zmn v d dn. Protoe praujeme se dvma pstroji s rznm rozlienm,

vnujeme st pre vlivu rozlien na pozorovan spektrum.

Klov slova: B[e jev, hvzda V743 Mon, spektroskopik analza

Title: Spetral analysis of the B[e star V743 Mon

Author: Tereza Jebkov

Department: Astronomial Institute of Charles University

Supervisor: Mgr. Daniela Korkov, Ph.D.

Abstrat: This thesis deals with the study of the star V743 Mon. Stellar spetrum

ontains forbidden emission lines of [O I, strong Balmer emission lines and also

infrared exess. Due to this, V743 Mon belongs to the group of B[e objets. Obser-

ved spetra indiate very extended and rotating irumstellar envelope omposed

of gas and dust. We study time variability using data obtained during 2004-2012

at the Astronomial Institue of the Aademy of Sienes of the Czeh Republi in

Ondejov. We redue and retiate these spetra. We mesure relative intensities,

equivalent widths and radial veloities for lines H, [O I and Fe II. Graphialdesription ontains also lines Si II and He I. The observed spetra show time

variability on both, long- and short-term sales. Spetra from SAAO observato-

ry are used to study the short time-sale hanges. The disussion of problems

onneted with dierent instruments is also presented.

Keywords: B[e phenomenom, star V743 Mon, spetral analysis

Obsah

vod 3

1 V743 Mon - hvzda typu B[e 4

1.1 Denie B[e jevu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

1.2 Klasikae B[e objekt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

1.3 V743 Mon . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

2 Spektra hvzd 8

2.1 Pirozen prol spektrln ry, vliv teploty a tlaku . . . . . . . . 8

2.1.1 Vsledn prol spektrln ry . . . . . . . . . . . . . . . 9

2.2 Rozlien pstroje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

2.2.1 Prol ondejovskho spektrografu . . . . . . . . . . . . . . 10

2.2.2 Vliv rozlien na analzu spekter . . . . . . . . . . . . . . 13

2.3 Odhad teploty v mst vzniku ar [O I . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.4 Vliv vnjh podmnek na hvzdn spektrum . . . . . . . . . . . 15

3 Zskn a zpraovn spekter 18

3.1 Men . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

3.1.1 Ondejov . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

3.1.2 SAAO - Giraffe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

3.2 Postup reduke a rektikae spektra . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

3.2.1 Korekn a kalibran snmky . . . . . . . . . . . . . . . . 20

3.2.2 Postup reduke spekter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

3.2.3 Rektikae spektra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

4 Analza spekter 25

4.1 Identikae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

4.2 Ekvivalentn ky . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

4.2.1 Men ekvivalentnh ek . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

4.3 Radiln ryhlosti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

4.3.1 Men radilnh ryhlost . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

4.4 Vizualizae zmn prol spektra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

4.4.1 3D zobrazen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

4.4.2 Barevn reprezentae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

4.5 Vsledky - Perkv dalekohled, trbinov spektrograf . . . . . . . 32

4.5.1 Ekvivalentn ky a hodnoty relativnh tok . . . . . . . 32

4.5.2 Radiln ryhlosti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

4.5.3 Barevn reprezentae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

4.5.4 Prbh spekter jednotlivh ar . . . . . . . . . . . . . . . 48

4.6 Vsledky - spektrograf GIRAFFE . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

5 Diskuze vsledk 62

5.1 ry Si II v souvislosti s rou H . . . . . . . . . . . . . . . . . 635.2 Radiln ryhlosti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66

Zvr 76

1

Seznam pouit literatury 77

Plohy 79

A Pirozen prol spektrln ry 80

2

vod

Ped ve ne stoletm, krte po zrodu spektroskopie jako takov, pihzely

prvn zprvy o zvltnh, velmi spektrln promnlivh hvzdh. Oproti na-

pklad dobe znmmu spektru slunenmu, se zde objevovaly ry emisn - a to

velmi velkh intenzit. Dohzelo i k jejih zmnm na krtkh asovh klh

jako jsou dny, nehybl vak ani vvoj v deh nkolika let. Jednalo se pevn

o emisi v Balmerovh rh vodku. V dnen dob jsou ji tyto jevy relativn

dobe popsny. Vzhled a vbe ptomnost emisnh ar se pisuzuje ptomnosti

plynn oblky i disku v okol hvzd, kter byly na zklad siln emise a korelae

se spektrlnm typem, pojmenovny Be.

Nsledn nahz Merrill (1925) u hvzdy HD 45677 krom vraznh emisnh

ar tak neidentikovan emisn ry v okol H. O ti roky pozdji identikovalMerrill (1928) tyto ry jako zakzan emisn ry [Fe II. Zrove je na zklad

tho lnku stanoven i spektrln typ hvzdy B2. Spolu s vvojem digitlnpozorova tehniky, kter umouje na rozdl od klasik fotograe zahytit jak

velmi silnou emisi, tak dostaten prokreslen kontinua a ostatnh ar, se zaala

skupina objekt, kter se na zklad emisnh ar zakzanh pehod zna B[e,

detailnji studovat. Krom emisnh ar Balmerovy srie a zakzanh pehod

a [Fe II i astji [O I je pozorovn tak pebytek zen v infraerven oblasti.

Zmnn jevy byly nalezeny u velmi rozshl skupiny objekt obsahuj hvzdy

v rznh stupnh vvoje, velikost a typ - od protoplanetrnh mlhovin pes

Herbigovy hvzdy a po symbiotik dvojhvzdy.

V souasn dob se spolu s rznmi teoriemi popisujmi ptomnost velkho

mnostv prahu a plynu v hvzdnm okol prauje na vvoji model, kter by

korespondovaly s pozorovanmi daty. U objekt, jako jsou protoplanetrn mlho-

viny, Herbigovy hvzdy i symbiotik dvojhvzdy, se ji formai prahu v okol

vysvtlit podailo. Stle vak existuje skupina objekt, u kterh jednotnou teorii

popisuj okol hvzdy stle hledme. Velkm skalm je toti prv ptomnost

prahoplynn oblky, kter me bt u B[e hvzd optiky tlust tak, e tm

znemouje urit parametry hvzdy v n se nahzej. Jak uvd napklad Stee

(1998). Tento fakt velmi komplikuje monost modelovn hvzdn atmosfry a je-

jho okol. U hvzdy V743 Mon, kter je pedmtem tto pre, jsou stle aktuln

otzky jako binarita, tvar prahoplynn oblky, periodiita. V tto pri zreduku-

jeme a vyhodnotme spektra pozen bhem nkolika let Perkovm dalekohledem

v Ondejov. Nsledn budeme zkoumat asov vvoj hvzdy a nastnme smr

dalho vzkumu, kter by dle mohl pomoi ke stanoven plnho modelu hvzdy.

3

1. V743 Mon - hvzda typu B[e

V tto kapitole nejprve popeme B[e jev, jeho denii a dlen objekt, u nih

byl B[e jev zaznamenn, do skupin. Pot shrneme nejdleitj poznatky o nmi

zkouman hvzd V743 Mon.

1.1 Denie B[e jevu

B[e objekty se nahzej v rznh vvojovh stdih a dokone se me jednat

i o binrn systmy. Proto Zikgraf (1998) zformuloval kritria, kter mezi elou

klou objekt vybraj podskupinu, u kterh se pozoruje B[e jev. V zskanm

spektru thto objekt tedy pozorujeme

(1) intenzivn emisn ry Balmerovy srie,

(2) emisn ry nzko ionizovanh kov ve viditeln oblasti,

(3) spektrln ry zakzanh pehod [Fe II a [O I tak v optik oblasti

(4) a pebytek zen v infraerven oblasti zpsoben horkou ( 1000K) pra-hovou oblkou v okol hvzdy.

1.2 Klasikae B[e objekt

Dnes bn uvanou klasikai B[e objekt popisuje Lamers et al. (1998). Velmi

heterogenn skupinu objekt dl na podskupiny podle stdia vvoje. Pokud tedy

u nkterho lena ne uvedenho rozdlen identikujeme B[e jev, ke standard-

nmu nzvu skupiny pidme B[e. Objekty, u kterh byl pozorovn B[e jev, se

ad do skupin:

(a) B[e veleobi (sgB[e)

Jedn se o veleobry ji mimo hlavn posloupnost spluj logL/L 4.0.Galaktikh veleobr s prokzanm B[e jevem nen mnoho. Zikgraf (1998)

to vysvtluje dsledkem patn znalosti vzdlenost. Velk skupina B[e vele-

obr se vak detekuje v Magelanovh mraneh. Jejih vzdlenost znme, a

proto meme urit sprvn tok hvzdy a nsledn i zaazen v HR diagramu.

(b) Herbigovy hvzdy vvojovho stdia ped hlavn posloupnost (HAeB[e)

HAeB[e jsou rozshlou podskupinou B[e objekt, do kter bylo v minulosti

dky nedostatenm kritrim azeno mnoho objekt, napklad i V743 Mon.

Pro uren hvzdy jako Herbigovy se nyn uvauje novj denie Herbigo-

vh hvzd podle Hartmann et al. (1994). Jednm z uvedenh kritri je i

lokae v oblasteh tvorby novh hvzd (v zroden mlhovin). Dky tomu

se setkvme s nejednoznanost, protoe se pozorovaly i takzvan izolovan

HAeB[e hvzdy. Pklad, kter uvd Zikgraf (1998), je hvzda HD45677,

kter je izolovan, ale byla zaazen mezi Herbigovy hvzdy v Grady et al.

(1993).

4

() Kompaktn planetrn mlhoviny (PNB[e)

Jedn se o planetrn mlhovinu v ranm obdob. Pro ziv vkon se uvd

hodnoty logL/L 4.0. Mezi zstupe B[e hvzd mezi protoplanetrnmimlhovinami uveme napklad mlhovinu M2-9 zvanou Motl.

(d) symbiotik B[e hvzdy (SymB[e)

Vzjemn se ovlivuj dvojhvzdy, u kterh pozorujeme vmnu hmoty. Ta

pehz od hladnjho obra spektrlnho typu nejastji M a kolem druh

sloky vytv plynnou oblku. Denie symbiotikh dvojhvzd uvd Allen

(1984).

(e) Neklasikovan B[e hvzdy (unlB[e)

Hvzdy s B[e fenomnem, kter nelze zaadit do dn z pedhozh skupin,

nebo naopak spluj kritria ve ne jedn.

Kategori neklasikovanh B[e hvzd se zabv Miroshnihenko (2007) a

jet tent rok tak Miroshnihenko et al. (2007). Ukazuje zde rozdlen B[e

hvzd do dvou skupin podle obdob, kdy probh formae okolo hvzdn ltky,

1. formae v pedhozm vvojovm stdiu

Zde jsou zaazeny hvzdy typu HAeB[e, kde je okolo hvzdn prah po-

zstatkem pedhoz generae hvzd a PNB[e, kde se jedn o pozstatek

pedhozho evolunho stdia.

2. formae probhla/probh v souasnm vvojovm stdiu

Hvzdy typu symbB[e jsou binrn systmy, u kterh dohz k transportu

hmoty z jedn hvzdy na druhou, o m tak za nsledek formai okolo

hvzdn oblky. U hvzd typu sgB[e probh formae prahu nejspe d-

ky pulzam ve hvzd, hvzdnmu vtru, nehomogenitm v atmosfe a

ppadn dalm externm vlivm. Tyto podmnky spluje i nov skupina

FS CMa B[e objekt, kterou budeme dle diskutovat.

Na zklad analz dlouholeth men a hledn korela pozi v HR diagramu

se zavdj kritria pro zaazen objetu do skupiny FS CMa:

1. Pozorova kritria

Emisn ry ve spektreh. Zde se poaduje siln emise pro Balmerovskpehody a povolen i zakzan ry neutrlnho a jednou ppadn

dvakrt ionizovanho eleza a kyslku.

Pebytek zen v IR oblasti v rozmez vlnovh dlek 10 30m. Nadelh vlnovh dlkh oekvme strm pokles.

Hvzdy se nahz mimo oblasti tvorby novh hvzd. Pokud se jedn o dvojhvzdu, je sekundrn sloka typiky mn jasna je hladnj. Tak je degenerovan (kompaktn hvzdy - bl trpasli,

neutronov hvzdy)

2. Fyzikln kriteria

Teff (9000, 30000)K, to jest hvzdy typu O9-A2. Svteln tok na kle logL/L je mezi 2.5 a 4.5.

5

1.3 V743 Mon

Hvzda se nahz v souhvzd Jednoroe (Monoeros), kter le v blzkosti ne-

beskho rovnku a z naih zempisnh souadni je pozorovateln pouze krte

v zimnh msh. Podle katalogu Jashek & Egret (1982) je ve vizuln oblasti

zdnliv hvzdn velikost 6, 583mag a ve ltru B 6, 606mag (nejistoty veliin nezn-me). Hodnotu paralaxy (2, 55 0.56)mas uruje takt Jashek & Egret (1982).Pepoet na vzdlenost pak je (392 86) pc. Dky velk hyb v paralaxe jsmezanedbali koreki na mezihvzdnou absorpi a pomo Pogsonovy rovnie jsme

urili absolutn magnitudy a jejm diferenovnm i nslednou hybu, kter je

0.5mag. Tedy V = 1.4mag a B = 1.3mag. Pomo dat z katalogu druieHipparos jsme tyto hodnoty zanesli do spolenho diagramu 1.1. Chybu u rozd-

lu BV urujeme z amplitud zmn jasnost, protoe pi zanedbn mezihvzdnabsorpe nen rozdl ovlivnn vzdlenost. Mezi roky 1985 a 1992 byla Halbedel

(1991) provedena fotometrik men. Ve vizuln oblasti dohz ke zmnm

piblin 0, 1mag magnitud, pro rozdl B V je to 0, 5mag, jak ukazuje obrzek1.1.

Prvn zmnky o V743 Mon jako hvzd typu Be uvd Merrill & Humason

(1920). Spektroskopik data byla publikovna o pt let pozdji (Merrill et al.

(1925), Merrill (1925)). Okol emisn ry H je dky enormn intenzit tk za-hytit na fotograkou desku, proto se spektroskopiky pozorovala spe spektra

v okol krath vlnovh dlek, kde ry Balmerovy srie nejsou natolik vrazn.

Dkladnji okol H mapuje Doazan (1965), kter ji identikuje zakzan emisnry [O I i absorpn ry Si II, tak podrobn prom a identikuje okol ostat-

nh Balmerovskh ar H, H i H. Bopp (1993) se domnv, e kolem roku1990 nastala vvojov zmna v oble hvzdy. K tomuto zvru jej vedla deteke

inverznho P Cygni prolu u ry O I 7774 , kter na pedhozh spektrehnebyl pozorovn.

V dalh leteh je ji identikovna vtina ar v okol Balmerovskh emis

vyh d, jsou sprvn interpretovny ry zakzanh pehod a je po-

zorovn pebytek zen v infraerven oblasti, o Allen & Swings (1972) vy-

svtluj ptomnost prahoplynn oblky v okol hvzdy. O prvn klasikai Be

hvzd vykazujh emisi v Balmerovskh arh se pokusil Jashek et al. (1980),

kter hvzdu V743 Mon zaadil do prvn skupiny hvzd a klasikoval ji jako

hvzdu tdy B6 s luminositou III a je tomu tak dodnes v ji zmiovanm ka-

talogu Jashek & Egret (1982). Lamers et al. (1998) zaadili V743 Mon do sku-

piny neklasikovanh B[e hvzd (unlB[e). Na zklad promen rezonan-

nh ar Si IV v dlouhovlnn oblasti Antoniou et al. (2011) stanovili spektrln

typ V743 Mon B9. K analze pouili Gauss-Totaion (GR) model (Danezis et al.

(2007)).

U B[e hvzd nebyl doposud utvoen teoretik model, kter by pln vysvt-

loval pozorovan parametry. Dky rozshl prahoplynn oble nahzme v li-

teratue rzn hodnoty fyziklnh veliin, jin uren stdia vvoje, jin modely

okol hvzdy a pod. Hvzda V743 Mon je v Miroshnihenko (2007) zaazena do

skupiny FS CMa. V minulosti byla V743 Mon dky pebytku zen v IR oblasti

zaazena mezi Herbigovy hvzdy i pesto, e se nahz mimo oblast tvorby no-

vh hvzd. Pozorovan infraerven spektrum (nap. Malfait et al. (1998)), pln

podporuje zaazen mezi FS CMa objekty.

6

0

5

10

15

0 0.5 1 1.5 2

V[m

ag]

B V [mag]

H

l

a

v

n

p

o

s

l

o

u

p

n

o

s

t

Obi

Veleobi

B

l

t

r

p

a

s

l

i

data sat. Hipparos

V743 Mon

Obrzek 1.1: Zvislost BV indexu na absolutn magnitud V pro data z druieHipparos spolu s pozi hvzdy V743 Mon.

7

2. Spektra hvzd

V kontinuu hvzdy, ve i mn pipomnaj Plankovu kivku zen ernho

tlesa, pozorujeme absorpn i emisn ry, kter obsahuj informae o sloen

hvzdn atmosfry a tak o tamjh fyziklnh podmnkh. Ptomnost ar ve

spektru hvzdy vysvtlujeme absorp fotonu a tm zpsobenou exitai atomu i

naopak de-exitai spojenou s emis kvanta zen. Prol spektrln ry ovlivuj

lokln podmnky, jako je teplota i tlak. Projev se i hvzdn vtr, rotae hvzdy

i konveke. Nemal vliv m tak okol hvzdy - ptomnost prahu a plynu.

Informae pro tuto kapitolu jsme erpali v knihh Gray (2005) a Mihalas

(1939) a prah Polster (2012) a Kek (2012). Podrobnji se vnujeme kvantov

formulai vztahu energie a asu a z toho plynoumu pirozenmu prolu spek-

trln ry, protoe tato problematika bv asto opomjena. Zde jsme erpali

z Cejnar (2013).

2.1 Pirozen prol spektrln ry, vliv teploty

a tlaku

Pirozen prol spektrln ry popisuje distribun funke energie resp. frekven-

e pozorovan spektrln ry. Pi een vlastnho problmu izolovanho atomu

urme diskrtn energetik spektrum, pehody mezi tmito hladinami doh-

z bu k exitai i de-exitai foton odpovdajh energi a tm k formai

spektrln ry. Protoe vak energetik rozdlen uruj prol spektrln ry

je pomo Fourierovy transformae svzno s asovm vvojem systmu, jak je

ukzno v ploze A, popisuje tvar spektrln ry atomu interagujho pouze

s elektromagnetikm polem foton Lorentzova funke

(, 0) =1

42

( 0)2 + 1422, (2.1)

kde = je konstanta tlumu. Kvantov odvozen Lorenzova prolu pro pehodmezi dvma hladinami z dvodu jeho neplnosti v astronomik literatue popi-

sujeme v ploze A.

Dal deformae spektrln ry je zpsobena tepelnm pohybem vyzaujh

sti a je proto zvna teplotn i Dopplerovsk rozen. Teplota uruje i hodnotu

kinetik energie, atomy tedy mrn tomu konaj nhodn pohyb. Pi emisi

foton se mohou pohybovat v extrmeh bu k pozorovateli nebo od nj, tm

v dsledku Dopplerova jevu pozorujeme posuv frekven od klidov frekvene.

Podobn je tomu u absorp, kde se vlivem Dopplerova jevu ze soustavy atomu

posune frekvene fotonu a me dojt k absorpi i foton o takov frekveni,

ke kter by pi nulov vzjemn ryhlosti nedolo. Absorpn i emisn prol

spektrlnh ar bude mt vlivem tohoto proesu tvar

(, 0) =c

0vmexp

(

c2 ( 0)220v

2m

)

, (2.2)

kde vm je nejpravdpodobnj ryhlost dna Maxwellovm rozdlenm.

8

Takzvan tlakov deformae spektrlnho prolu je dsledkem interake ato-

m hvzdy. V nejjednodum piblen pi uven pouze srek dostaneme Lo-

rentzv prol

(, 0) =1

42

( 0)2 1422, (2.3)

kde je stedn doba mezi dvma srkami. Oba tyto jevy dostaten podrobnpopisuje Mihalas (1939), proto je zde nebudeme podrobnji odvozovat.

2.1.1 Vsledn prol spektrln ry

Prozatm jsme vehny jevy formuj prol spektrln ry popisovali oddlen.

Reln pozorujeme kombinai mnohdy i veh zde popsanh dj. Uvaujme

spektrln ru entrovanou frekven 0, kter je ovlivnna jak Dopplerovskmrozenm tak tak rozenm tlakovm (Lorentzovskm). Jevy jsou navzjem

nezvisl. Intenzita foton frekvene pi uven pouze tepelnho vlivu je d-na vztahem (2.2) teplota(

, 0) = 0g(, 0). Tyto fotony budou pak vlivem

tlaku Lorentzovsky perozdleny podle vztahu (2.3) s entrem prv v , te-dy teplota+tlak(,

) = 0g(, 0)f(,

), kde f(, ) nm popisuje Lorentzovskrozdlen frekven. Celkov rozdlen intenzity pak bude dno soutem takovh-

to len pes vehny mon frekvene

teplota+tlak(, 0) =

+

g( , 0)f(, )d ,

o je konvolue funk g a f . Funke uren konvolu Gaussovy a Lorentzovyfunke se nazv Voigtova. Konvolu dvou Lorentzovh funk je opt Lorentzo-

va funke harakterizovan soutem parametr pvodnh Lorentzovh funk.

Podobn je konvolue dvou Gaussovh funk opt Gaussova funke. Msto sou-

tu parametr je vak urena odmoninu ze soutu jejih tver.

Spektrln ru ovlivnnou vemi temi zmiovanmi jevy vidme na obrzku

2.1, zobrazujeme pouze jednu Lorentzovu funki dky aditivit koeient v-

i konvolui. Pro vpoet konvolue uvme skriptu v jazyku Python a task

onvolve zknihovny numpy.

9

i

n

t

e

n

z

i

t

a

frekvene

Lorentzova funke + = 0.7Gaussova funke

0vmc

= 1.7Voigtova funke L G

Obrzek 2.1: Konvolue Lorentzova a Gaussova prolu.

2.2 Rozlien pstroje

Velk vliv na pozorovan spektrum m samotn pozorova aparatura, kter m-

en limituje svm rozlienm. Tento efekt lze popsat obdobn jako ve popsan

deformae spektrlnh ar, jen msto prolu psluejmu danmu fyziklnmu

jevu, zavedeme pstrojov prol. Na obrzku 2.3 je ukzno, jak spektrum ovliv-

n Gaussovsk pstrojov prol

1

s rznmi parametry . Protoe pstrojovprol pouze mn distribui intenzity ve frekvenh a ponehv konstantn tok

zen, prol popsan funk g mus splovat normalizan podmnku

+

g()d = 1 . (2.4)

2.2.1 Prol ondejovskho spektrografu

Obrzek 2.3 ukazuje, e rozlien m na pozorovan spektrum velk vliv. P-

strojov prol je dleit pi porovnvn vsledk z rznh pstroj a zji-

tn naih pozorovah monost. Pstrojov prol onejovsk aparatury jsme

urili pomo srovnvaho spektra. To je tvoeno Thorium-Argonovou vbojkou

s dobe popsanmi emisnmi rami. Pirozen rozen a tepeln rozen spek-

trlnh ar je pod rozliitelnost spektrografu. Proto u thto ar pozorujeme a

na normalizan konstantu pstrojov prol aparatury. Jednotliv emisn ry

obsahuj mlo bod a asto jsou pli blzko u sebe a patn by se separovaly,

proto jsme se rozhodli jednotliv ry tovat Gaussovou funk a vslednou po-

loku urit prmrovnm. Dal monost by bylo pmo vzt namen data

a ty normalizovat. Proloenm Gaussovy funke nevezmeme v vahu ppadnou

asymetrii ar. Ta vak podle nzkh hyb tu nen nijak majoritnm efektem.

1g = k exp (xx0)2

22

10

Dal vhodou je popis elho prbhu pstrojovho prolu. U namenh dat

je zejmna oblast kdel skryta v umu.

Aparatura na observatoi SAAO m vy rozlien ne ondejovsk. Na ob-

rzku 2.2 jsme zobrazili spektrum ry H, zskan spektrografem Giraffe apro srovnn jsme provedli konvolui s ondejovskm prolem

2

. Pozorujeme vy-

hlazen spektra, kter odpovd pozorovanmu spektru z Ondejova.

6558 6560 6562 6564 6566 6568 6570

r

e

l

a

t

i

v

n

i

n

t

e

n

z

i

t

a

[

A]

pvodn spektrum

= 0.25

Obrzek 2.2: Ukzka vlivu rozlien na spektru z Jin observatoe.

2

Uinili jsme zde pedpoklad, e vzhledem k vymu rozlien, bude pstrojov prol apa-

ratury na Jin observatoi oproti ondejovskmu velmi zk.

11

6300 6310 6320 6330 6340 6350 6360 6370

rela

tiv

n

in

ten

zita

[

A]

6555 6560 6565 6570 6575

rela

tiv

n

in

ten

zita

[

A]

pvodn spektrum

= 0.5 = 2.0 = 4.0

pvodn spektrum

= 0.5 = 2.0 = 4.0

Obrzek2.3:Vlivrozlienaparaturynaspektrum

12

2.2.2 Vliv rozlien na analzu spekter

V dalh kapitolh budeme ze spektra urovat dal parametry. Ukeme, kter

jsou rozlienm neovlivnny. Ty pak lze srovnvat i s vsledky pozenmi pstroji

s jinm rozlienm. V seki 4.2 denujeme ekvivalentn ku EW vztahem (4.1)

EWIa =

(1 Ia) d .

Pro jin spektrln pstroj budeme mit msto intenzity Ia intenzitu Ib, kte-

r je svzna s pvodn intenzitou Ib = (Ia g), kde g zna koreki takovou,

abyhom z prvnho pstrojovho prolu, zskali druh. (Kdybyhom mli k dis-

pozii modelov spektrum, g zna pmo n pstrojov prol.) Spotme tedyEWIb ,

EWIb =

+

(

1 Ib)

d ,

a dosadme za Ib

EWIb =

+

(1 (Ia g)) d ,

EWIb =

+

(

1[ +

Ia( )g()d])

d .

Abyhom mohli se vztahy lpe praovat pepeme je pomo limity

EWIb = limR

+R

R

(

1[

Ia( )g()d])

d .

Nyn meme oddlit 1 a vnovat se pouze intenzitm

EWIb = limR

[ R+

R

d +R

R

[

Ia( )g()]

d

]

.

Pouijeme Fubiniho vtu o zmn poad integrl

EWIb = limR

[ R

R

d

[ R

R

Ia( )d]

g()d

]

.

Protoe

R

RIa( )d nezvis na 3 a g spluje (2.4) dostaneme

EWIb =

+

(1 Ia) d .

A tedy dostaneme rovnost EWIb = EWIa .U radilnh ryhlost je to komplikovanj, protoe jak vidme na obrzku 2.3

u emise H se pozie extrm funke s rozlienm mn. Hledejme tedy extrmyintenzity Ib = (I

a g). Budeme praovat s frekvenemi namsto vlnovh dlek.3

Pro dostaten velk R a v limit nekonenh mez ji vbe, o jednodue plyne z vtyo substitui.

13

Je zejm, e na pozii extrmu to nebude mt vliv, ale protoe budeme praovat

s funkemi uvedenmi ve, nebude nutn pevod z frekven do vlnovh dlek.

Rozepeme Ib podle denie konvolue a budeme hledat extrmy pomo nulovderivae

0 =Ia()

ext

=

+

Ia( )

ext

g()d , (2.5)

kde jsme rovnou vyuili vty o derivai integrlu podle parametru. Symbolem

ext zname pozii extrmu funke. Protoe zahovn pozie extrm ry, jakukazuje napklad ji zmiovanH, neplat oben, zamme se na funke, kterpopisujeme ve - Lorentzova a Gaussova. Ob funke jsou sud vi klidov

vlnov dle 0 a vystupuje v nih len ( 0)2. Za thto pedpoklad memeupravit rovnost (2.5)

+

Ia( )

ext

g()d = (2.6)

=

2(ext 0)I ((ext 0 )2)g()d = 0 ,

kde I je derivae vnj funke podle el zvorky (0)2. Ukame to podrobnnapklad pro Gaussovu funki Ia(, ) = k1 exp

(

(0)2

k2

)

. Pak dosazenm do

vztahu (2.7) dostaneme

0 =

+

(ext 0 ) exp(

(ext 0 )2k2

)

g()d .

Poadujeme nulovost tohoto integrlu a vme, e g je sud funke. Jednoduetoho dolme poloenm ext = 0. Pak toti prvn zvorka bude lih a I

bude

sud a vsledn integrl bude zejm roven nule. Charakter lihosti i sudosti

zstane stejn i pro Lorentzovu funki. Dalm rozpisem byhom ukzali, e tot

plat i pro Voigtovu funki vzniklou jejih konvolu. Meme tedy usuzovat, e

pokud jsou fyzikln i pstrojov prol symetrik

4

funke, je RV nezvisl narozlien, naproti tomu u nesymetrikh ar bude RV spolu s rozlienm mnithodnotu, jak potvrzuje obrzek 2.3.

2.3 Odhad teploty v mst vzniku ar [O I

U emisnh ar zakzanh pehod je velmi zk pirozen prol. Pokud se zak-

zan pehody pozoruj, usuzujeme na minoritn vliv tlakovho psoben a nejve

se zde z jev prozatm popsanh projev tepeln rozen. Proly ar zakza-

nh pehod je mon dobe popsat Gaussovou funk, jak je oveno v kapi-

tole 4. Parametr Gaussovy funke pak meme vyut k uren teploty v mst

vzniku spektrln ry. V namenm spektru se vak vrazn projev rozlien

m aparatury. V ppad Ondejova, jak diskutujeme v 2.2.1, je pstrojov

prol mon nahradit Gaussovou funk. Konvolue dvou Gaussovh funk je

4

V rmi pesnosti se kterou jsme shopni mit.

14

opt Gaussova funke s vslednm parametrem tvoenm odmoninou ze tver-

pvodnh parametr. Proto provedeme dekonvolui (zde tedy pouh prava

parametr) a zskme prol spektrln ry bez pstrojovho prolu.

Sname se pouze o odhad teploty, proto jsme promili pouze jedno srovnva

spektrum, kter bylo prvn nutn nakalibrovat na vlnov dlky. Vybrali jsme osm

ar a proloili jsme jimi Gaussovu funki. Jednotliv parametry jsme zprmrovali

a vsledn hodnota parametru pro pstrojov prol je A = (0, 25 0, 07).Pot jsme promili ry kyslk [O I, kter maj v rmi hyby stejnou poloku.

Vsledn parametr je [OI] = (0, 380, 05) . Pak dekonvolu pstrojovho proluzskme Gaussovu funki s parametrem F = (0, 3 0, 1). Z tohoto parametrujsme urili maxwellovskou ryhlost vm pomo vztahu

[OI] =[OI]c

vm ,

kter plyne z rovnie (2.2). Teplotu jsme pak urili porovnnm kinetik ener-

gie atomu kyslku s energi urenou statistiky 3/2kbT . Dostali jsme hodnotukinetik teploty piblin

Tk = 63000K .

Tuto hodnotu jsme porovnali s Jashek & Andrillat (1998), kter na zklad

zkoumn stupn ionizae prvk, uril teplotu oblky piblin 10000K. Co jeestkrt ni hodnota, ne nmi uren pomo rozen. To indikuje ptomnost

dalh vliv v atmosfe hvzdy, kter roziuj spektrln ru.

2.4 Vliv vnjh podmnek na hvzdn spektrum

Vzhled spektra krom loklnh podmnek a rozlien pstroje ovlivuje mnoho

dalh aspekt. Zmime napklad monost binarity systmu, ptomnost mag-

netikho pole, rotae hvzdy. Nemlo pispv samotn harakter hvzdn atmo-

sfry a prahoplynn oblky.

Spektrum B[e hvzd je velmi rozmanit. Je teba vysvtlit ptomnost zak-

zanh ar, pebytek zen v IR oblasti, vzhled prol ar Balemerovy srie i ar

Si II a He I. Zikgraf et al. (1985) navrhuje model hvzdnho okol, kter vidme

na obrzku 2.6. Ptomnost prahu vysvtluje pebytek zen v IR oblasti spek-

tra, dle vidme oblasti vzniku jednotlivh spektrlnh ar. Ve vzdlenjh

oblasteh s ni teplotou a nzkou hustotou mohou vznikat emisn ry zakza-

nh pehod.

Na tvaru spektrln ry se projev rotae hvzdy, kter roziuje prol na z-

klad Dopplerova efektu. Vzhledem k pozorovateli se rzn sti hvzdy pohybuj

vlivem rotae rznou ryhlost. U hvzd je sestaven rotanho prolu kompliko-

vno okrajovm ztemnnm a difereniln rota.

Pokud se okolo hvzdy nahz disk, meme pozorovat emisn ru rozdlenou

entrln absorp. Jak ukazuje obrzek 2.4, absorpn ra vnik v sti, kter

se vi pozorovateli radiln nepohybuje a proto nedohz k Dopplerovskmu

posuvu frekven. Oblasti vzniku emisnh ar se vlivem rotae Dopplerovsky

posouvaj. Intenzity a symetrie prolu zvisej na rozloen hmoty v disku a smru

pozorovatele.

15

fotosfrapozorovatel

emisn oblast

emisn oblast

absorpn oblast

Obrzek 2.4: Vznik rozdvojenho prolu v rotujm systmu s diskem okolo

hvzdy. Zde se pozorovatel nahz v rovin disku.

Hmota v okol hvzdy se me pohybovat tak radiln - rozpnat se a smr-

ovat. Jak ukazuje obrzek 2.5 zstv bez frekvennho posuvu emisn st ry

a posouv se absorpe. Pi pohybu hmoty od hvzdy smrem k pozorovateli po-

zorujeme takzvan P Cygni, pi pohybu hmoty smrem k hvzd pozorujeme

inverzn P Cygni prol.

fotosfrapozorovatel

emisn oblast

emisn oblast

absorpn oblast

Obrzek 2.5: K vysvtlen vzniku P Cygni prolu.

16

Obrzek 2.6: Model atmosfry hvzdy RMC 126 podle Zikgraf et al. (1985), ob-

rzek pevzat z Kuerov (2011)

17

3. Zskn a zpraovn spekter

Data, pouit v tto pri, byla pozena Perkovm dalekohledem v Ondejov

v kombinai se trbinovm spektrografem v oud ohnisku. Men st spekter

je ze spektrografu Giraffe. V tto kapitole popeme prinip pre jednotlivh

pstroj a postup zpraovn spekter.

3.1 Men

spn pozen spektra se zahyenou Balmerovskou emis spolu s dobe vykres-

lenm kontinuem na fotograkou desku je velmi nron. U CCD ip se situae

zlepila. Nehled na vy kapaitu, meme podit velk mnostv snmk a ex-

pozin dobu tak pizpsobit jak pozorovan hvzd, tak i vnjm podmnkm. I

pesto dky silnm emisnm arm je nutn volit krat expozin asy, ne u po-

dobnh objekt bez emise. Mme tedy he prokreslen okol, v naem ppad

ry H.

3.1.1 Ondejov

Perkv dalekohled v stavu Akademie vd esk republiky v Ondejov s prm-

rem primrnho zradla 2, 08m byl pouit pro zskn majoritn sti spekter. Dooud ohniska nahzejho se pod kopul dalekohledu je svtlo vedeno z daleko-

hledu soustavou zradel po drze 63, 5m. Pot je mon bu pout trbinovspektrograf nebo OES (Ondejov helle Spektrograph).

trbinov spektrograf

Spektrograf se skld ze dvou st. Prvn je umstna ped tlem samotnho

spektrografu a obsahuje ltry, dihroik zradla a tak lampy pro pozen at-

eld a srovnvah spekter. Dlm prvkem je terbina v oudho ohnisku,

kter st do msnosti, kde se nahz samotn spektrograf. Ten se standardn

skld z kolimtoru, disperznho prvku, zde reprezentovanho mkou, a CCD

ipu, kter je umstn v Devarov ndob s kapalnm duskem. Toto jednoduh

shma je doplnno sfrikm zradlem a koreknm zradlem. Ke snmn byla

pouita Shmidtova kamera ohniskov vzdlenosti 700mm. V tomto uspodnje mon zmnou hlov pozie mky urit oblast pozorovn spektra. V na-

em ppad sledujeme okol H, tedy oblast v rozmez piblin 6200 6700.Podle tehnik dokumentae dalekohledu je rozliova shopnost ondejovsk

aparatury rovna

R =

=Wm

D

H 12500 ,

kde uruje vzdlenost, na kter je jet mon rozliit dv spektrln ry, uruje vlnovou dlku, u kter ns rozlien zajm. Za druhm rovntkem je ji

rozepsan vztah, kde W = 144mm je ka mky, m = 1 uruje d spektra, = 107rad je hel, kter zabr na obloze trbina, D = 200 cm je prmrdalekohledu a vzdlenost vryp mky je = 1, 2 106m .

18

V rozmez let 2004-2012 bylo vdekmi praovnky Stelrnho oddlen v On-

dejov pozeno 56 spekter

1

hvzdy V743 Mon ve spektrln oblastiH v rozme-z vlnovh dlek (6255 6767). Jednak z dvodu kontroly proesu zpraovnspektra a tak pro pehled kvality jednotlivh spekter jsme sestrojili zvis-

lost hodnoty expozie kontinua u surovho spektra na pomru signlu a umu

u spektra ji kompletn zpraovanho, kterou zobrazuje obrzek 3.1. Hodnota

expozie kontinua vypovd o mnostv nasnmanho svtla, pi prodlouen ex-

pozin doby naexponujeme kontinuum ve a tm zvme hodnoty S/N , umse s prodlouenm expozin doby v ppad hlazenho CCD ipu pli nemn,

viz dle postup reduke. Hodnotu signlu v kontinuu a pomr S/N jsme urovaliv programu IRAF.

0

1000

2000

3000

4000

5000

6000

50 100 150 200 250 300

expozicevkontinuu[A

DU]

S/N

linerni t

namerene hodnoty

Obrzek 3.1: Zvislost hodnoty signlu v kontinuu surovho spektra na pomru

signlu ku umu v kontinuu.

3.1.2 SAAO - Giraffe

Spektrograf Giraffe

2

se nahz v Jihoafrik Republie, kde je vyuvn spolu

s 1, 9m dalekohledem. Jedn se o spektrograf prauj ve vysokm rozlien (R 39000) s pozorovatelnm rozmezm od 3820 do 9240 1000 v zvislostina jasnosti pozorovanh objekt, jak je uvedeno na webovh strnkh [2.

Z dalekohledu svtlo putuje do 18m vzdlenho Cassegrainova ohniska odkud jedle vedeno optikm kabelem do spektrografu, kter je Eshelletovsk - obsahuje

dva disperzn prvky (zde mky). Prvn mka rozlo klasiky spektrum podle

vlnovh dlek, druh disperzn prvek je umstn kolmo na prvn, tm dolme

seleke krtkh sek vlnovh dlek nad sebou. Celkov tedy zskme velk

sek spektra a ve velkm rozlien.

Petr koda z A AV R v rozmez 10.-19.1. 2006 zskal sadu spekter, mimo

jin i hvzdy V743 Mon, pozenh spektrografem Giraffe. Spektra byla s po-

mo tamjh praovnk redukovna. My jsme spektra normalizovali, ale dky

1

Byla vyazena spektra, kter se poizuj pouze pro odhad expozin doby.

2

Grating Instrument for Radiation Analysis with a Fibre Fed helle

19

malmu pomru signlu ku umu tato spektra nebylo mon detailn analyzovat.

Proto je vyuijeme k ppadn podpoe nvrhu sledovn krtkodobh zmn ve

vym rozlien, ne poskytuje ondejovsk spektrograf, avak lep kvalit.

3.2 Postup reduke a rektikae spektra

Takzvan surov spektrum, kter zskme vytenm CCD ipu po ukonen snm-

n hvzdy, je ovlivnno kvalitou ipu, dlkou expozie, pozorovami podmnkami

a dalmi faktory, kter znemouj pm porovnvn spekter mezi sebou, pro-

men spekter a jejih nslednou fyzikln interpretai. Proto si nyn popeme

metody eliminae thto jev. Pi zpraovn jsme majoritn uvali program

IRAF (Massey, P. (1992))

3

, dle program dr (Pyh (2004)) a pro zobrazen

spekter program DS9.

Rozebere koreki spektra hvzdy, pozen jednotlivh koreknh snmk a

nln pravu tak, abyhom dostali zvislost relativnho toku svtla na vlnov

dle. Pro tuto potebu poizujeme zero, at-eld a srovnva spektrum, kter

nejprve podrobn popeme a v nslednm postupu se na n ji pouze odkeme.

3.2.1 Korekn a kalibran snmky

Zero snmek

Pi vytn ipu je nejprve uren nboj je byl do jednotlivh zsobnk pive-

den zdrojem - v naem ppad hvzdou - v podob foton. Protoe se zde jedn

o velmi mal hodnoty, je teba zesilovae. Pi tto operai zanme do spektra

um zpsoben vytnm. Proto se poizuje srie zero snmk ped i po skonen

pozorovn. Zero snmek je snmek pozen s nulovou softwarovou expozin dobou

a pi zaven zvre, tedy bez pstupu svtla. Ptomn AD pevodnk prau-

je pouze na kladnh hodnoth, proto ke vem pozenm snmkm pitme

hodnotu 600ADU.

Obrzek 3.2: horn st zobrazuje zero snmek v programu DS9, intenzita svtla

je urena odstnem barvy. spodn st zobrazuje pn prol snmku v programu

IRAF. Zde je na horizontln ose v jednotkh pixel zobrazena pozie na ipu

v pnm prolu (na hornm obrzku vertikln rozmr) a na vertikln ose je

hodnota signlu v ADU.

3

Pro kony, kter je mon automatizovat jsme uvali skript napsanh D. Korkovou.

20

Flat-eld snmek

CCD ip nem vude stejnou itlivost a nkter pixely mohou bt nefunkn,

dal nerovnomrnosti v osvtlen mohou vznikat na optikh prvh mezi da-

lekohledem a ipem. Osvtlenm ipu o nejrovnomrnji za prhodu ideln

veh optikh prvk, ktermi prohz svtlo hvzdy, zskme at- eld. Ped

i po skonen pozorovn podme srii thto snmk, expozin doba zvis na

oblasti spektra ve kter zrovna pozorujeme.

Obrzek 3.3: horn st zobrazuje at-eld snmek v programu DS9, intenzita

svtla je urena odstnem barvy. spodn st zobrazuje pn prol snmku

v programu IRAF.

Srovnva spektrum

Abyhom byli shopni rozpoznat jednotliv prvky ve spektru hvzdy, je teba

najt o nejpesnj zvislost vlnov dlky na intenzit. K tomuto elu slou-

srovnva spektrum jeho spektrlnm arm jsme shopni piadit vlnovou

dlku na zklad laboratornh men. U Perkova dalekohledu je k tomuto elu

ptomna Thorium-Argonov vbojka, kter je umstna ped samotnm spektro-

grafem, abyhom dolili podobnh podmnek jako u pozorovan hvzdy. Proto

je nutn pi kad zmn pozorova oblasti podit nov srovnva spektrum.

V ppad hvzdy V743 Mon je vdy pozeno jedno srovnva spektrum ped a

druh po dokonen expozie.

Obrzek 3.4: horn st zobrazuje snmek srovnvaho spektra v programuDS9,

intenzita svtla je urena odstnem barvy. spodn st zobrazuje pn pn

prol v programu IRAF.

21

3.2.2 Postup reduke spekter

Zde podrobn rozepeme postup reduke spekter, kter jsme pouili.

Oezn

Jak lze nejlpe na obrzku 3.3 vidt, ip nen osvtlen el. Svtlo pihz do spek-

trografu skrze trbinu, proto je ip osvtlen pln v podlnm smru a v pnm

smru je svtlo vymezeno trbiny. Vehny pozen snmky jsou oezny

podle hrani urenh pi prohlde veh pozenh at-eld.

Koreke o zero

Na zatku a na koni pozorovn je vdy pozena srie piblin pti zero snm-

k. Vytvome jejih medin a vsledn obrzek odeteme od veh pozenh

snmk pro danou pozorova no. Tm odstranme i umle pidanou hodnotu

600ADU.

Koreke o at-eld

Pro kad hel je pozena srie snmk ped a na koni pozorovn. Pro spektrl-

n oblast H je expozin doba 12 s. Z pozenh at-eld vytvome medin,kter je oproti prmru mn ovlivniteln napklad kosmiky

4

. Ten znormali-

zujeme tak, aby se jeho hodnoty intenzity pohybovali v okol jedniky - to nm

umon koreki o nehomogenity ipu a zrove pli nezmnme hodnoty intenzit.

Vslednm snmkem podlme srovnva spektra a spektrum hvzdy.

Odstrann kosmik

Pojmem kosmik je mylena jasn stopa na ipu zabraj jednotky pixel. Pi-

nou me bt vysokoenergetik kosmik zen, kter je vak v mal nadmosk

ve Perkova dalekohledu minoritn. Kosmiky v ondejovskh spektreh jsou

zpsobeny pirozenou radioaktivitou devarovy ndoby, kter slou k hlazen

CCD ipu. Tedy poet kosmik je mrn expozin dob. K odstrann kosmik

ze spektra jsme pouili program dr Pyh (2004). Vsledn spektrum po veh

pedhozh pravh je na obrzku 3.5 znzornno pod spektrem pvodnm.

Obrzek 3.5: horn obrzek zobrazuje spektrum zskan pouhm vytenm CCD

ipu. spodn obrzek ji spektrum opraven o zero, at-eld i kosmiky

4

viz podkapitolu Odstrann kosmik

22

Vytrasovn spektra

V tto fzi urme, kde se na ipu nahz spektrum. V interaktivnm mdu

IRAFu urme pozii spektrlnho psu a prbh pozad, jak ukazuje obrzek

3.6. To zjistme tovnm nmi zadanh bod Chebyshevova polynomu, jeho

d lze v prbhu mnit. Nslednm tem Legenderova polynomu body, je jsou

dny maximem signlu v pnm ezu spektra, urme polohu spektra na CCD

ipu. Po tto proedue zskme zvislost nekalibrovanho toku zen na pixeleh

ipu. Stejnm zpsobem vyteme i spektra srovnva, zde neprovdme dn

t, pouze jako referenn snmek zadme spektrum hvzdy.

Obrzek 3.6: Obrzky postupn znzoruj vbr apertury spektra spolu s poza-

dm, t pozad a t samotnho spektra.

Identikae srovnvaho spektra

V IRAFu je pro tento el task identify. Vytenmu srovnvamu spektru run

piadme dostaten poet vlnovh dlek tak, aby pokrvaly nasnman sek

spektra. Dal ry identikujeme natenm databze pro danou vbojku, v naem

ppad Thorium-Argon. Pot odstranme oznaen u ar velmi slab intenzity a

ar blendovanh a provedeme t. Tm zskme zvislost vlnov dlky na pozi-

i na CCD ipu. Pokud je pesnost tu men ne jedna setina zkontrolujeme,

e identikae plat i na druh srovnva spektrum a dan relae ulome do

databze.

23

Aplikae disperzn relae na hvzdn spektrum

Zvislost vlnov dlky na pixeleh nyn aplikujeme na pozen vsek spektra.

Tm zskme zvislost nekalibrovanho svtelnho toku na vlnov dle.

Helioentrik koreke

Protoe Zem obh kolem Slune a ot se kolem sv osy, uplatuje se ve spektru

Dopplerovsk posun vlnovh dlek, kter zvis na mst a ase pozorovn. Pi

men radilnh ryhlost, byhom pot dostali o tento pohyb zkreslen vsledky.

Eliminae tohoto vlivu je tak soust IRAFu, je teba zadat pesn zempisn

souadnie dalekohledu a pesn as stedu expozie.

3.2.3 Rektikae spektra

Reduk jsme zskali zvislost nekalibrovanho signlu na vlnov dle. Nmi po-

zen spektra maj odlinou hodnotu kontinua, rzn amplitudy emisnh a ab-

sorpnh ar. Na tyto hodnoty m vliv dlka expozie, pozorova podmnky a

tak fyzikln zmny pozorovanho systmu. Pro kalibrai svtelnho toku byhom

potebovali souasn promovat standardn hvzdy. Avak tmto byhom kvli

velk hlov vzdlenosti od standardu zaneli do vsledk dal hyby. Protoe

potebujeme pouze monost kvalitativnho srovnn spekter mezi sebou, msto

kalibrae svtelnho toku hvzdy jsme provedli rektikai spekter. Zde nekalibro-

vanou hodnotu signlu pevedeme na relativn klu tm, e kontinuum normali-

zujeme na hodnotu rovnou jedn. To jsme provedli v programu IRAF vbrem

sek spektra, ve kterh se nenahzej dn spektrln ry. Tmi jsme pro-

loili polynom a el spektrum jm pak vydlili. Cel kontinuum m hodnotu

rovnu jedn a v signlu se orientujeme na relativn kle, kter nm ji umouje

porovnvat vsledky jednotlivh men mezi sebou.

24

4. Analza spekter

V kapitole 2 popisujeme vliv rznh podmnek na hvzdn spektrum. Popeme

metody dalho zpraovn spekter, kter nsledn aplikujeme na redukovan a

rektikovan snmky z Perkova dalekohledu.

4.1 Identikae

Na obrzku 4.1 jsme zanesli laboratorn vlnov dlky nejjasnjh spektrlnh

ar, u kterh jsme si identika i bez analzy dat z dalh spektrlnh oblast,

byli jist. Zakzan ry [O I jsme urili dky jejih harakteristik velmi mal

tloue a ry Si II a He I jsou v blzkm okol vlnovh dlek jedinmi adepty,

jak jsme zjistili podle internetov databze [1. Tyto ry identikoval ji Doazan

(1965), kter ml k dispozii spektra V743 Mon v rozmez 18 6678 .Tko viditeln ry dalh prvk, tellurik a interstelrn ry ble nepo-

pisujeme. Pro prvotn analzu nejsou zsadn dleit a budeme se jimi zabvat

v dalm vzkumu.

25

0

.

8 1

1

.

2

1

.

4

1

.

6

1

.

8

6

3

0

0

6

3

5

0

6

4

0

0

6

4

5

0

6

5

0

0

6

5

5

0

6

6

0

0

6

6

5

0

6

7

0

0

relativni tok

[

A]

[O I] 6300

[O I] 6364

6347Si II

6371Si II

6384Fe II

6318Fe II

6678He I

H

Obrzek 4.1: Identikae spektra hvzdy V743 Mon.

26

4.2 Ekvivalentn ky

V normalizovanm spektru je ekvivalentn ka EW denovna jako ka obdl-nku o jednotkov ve takovho, aby jeho ploha byla rovna ploe spektrln

ry ohranien kontinuem. Prol spektrln ry je zvislost intenzity na vlnov

dle, proto denii ekvivalentn ky zapeme vztahem

EW =

(1 I) d , (4.1)

kde I uruje intenzitu vdy pro konkrtn vlnovou dlku . Jednikou regulujemepozii kontinua na nulovou hodnotu. Z denie dle plyne, e EW emisnh arje zporn a absorpnh ar naopak kladn.

Tato veliina slou k zobrazen zmn ve spektru hvzdy. Hodnota EW se mnspolu s intenzitou hvzdy a je zvisl na potu absorbujh atom, ale ponehv

si svou hodnotu pi zmn rozlien, jak je ukzno v seki 2.3. Periodiitu v a-

sovm vvoji EW meme vysvtlit binaritou zkoumanho systmu, kde je nmipozorovan spektrum soutem spekter od obou sloek. Pi dostatenm rozlien

meme rozdvojen spektrln ry pmo pozorovat. Naopak zmny neperiodi-

kho harakteru vtinou ukazuj dje pmo hvzdy nebo v jejm prahoplynnm

okol.

4.2.1 Men ekvivalentnh ek

Uren EW pro jednotliv spektrln ry provdme prinipiln uitm deni-nho integrlu (4.1). V naem ppad uvme jednak pm numerik integrae

spolu s interpola a pokud je to mon, prokldme prolem vhodnou funki,

kterou podle (4.1) integrujeme analytiky. Ekvivalentn ky promujeme pouze

u ry H a obou [O I. U nkterh ar kemkovho dubletu a tak absorpeHe I pozorujeme krom absorpe i emisi, proto zde EW nepromujeme.

Integrae

Denin integrl (4.1) budeme potat numeriky. K tomuto elu jsme vyuili

skript ew napsan v rmi disertan pre Polster (2012). Chyby jsou potny

pomo Vollmann & Eversberg (2006).

Pmou integrai jsme pouili pouze pro uren ekvivalentnh ek ry H.Zskan zvislosti vidme na obrzku 4.6.

Spektrln ry obou [O I jsou asto blendovan a pmou integra pak za-

nme do vsledn ekvivalentn ky hodnotu pidanou blendem. Abyhom se

tohoto vyvarovali, pouili jsme jinou metodu.

Prokldn teoretikho spektrlnho prolu

Program IRAF je vybaven i monost tu Gaussovy, Voigtovy a Lorentzovy funk-

e. Hlavnm skalm pouit IRAFu je nalezen sprvn pozie kontinua. Jak de-

nie (4.1) ukazuje, u normalizovanho spektra je ekvivalentn ka ploha ohra-

nien spektrln arou a kontinuem, tedy jednikou. V IRAFu vybrme vsek

spektra, tedy ru a st okol, na kterm budeme prol tovat. Body v okol -

ry, ale nemus leet pesn v kontinuu, v pmm okol se vyskytuj atmosferik

27

absorbe a kontinuum osiluje kolem normalizovan jedniky dky umu. Proto

pi vbru oblasti bu vybereme oblast ry tak, abyhom se zapoten thto

nedouh jev vyvarovali, pak je ale EW podhodnoen, protoe pi tu po-strdme informai o poloze kontinua. Pi zvolen i sti kontinua k ekvivalentn

e pipoteme jak blendy tak i um. Pak se od reln hodnoty EW v zvislos-ti na deformah spektra odhylujeme. Pro blendovan ry nabz IRAF task

deblending, ten vak tko lokalizuje blendy, kter nemaj dobe denovan ma-

ximum. Nav problm s urenm kontinua zstv. Tyto problmy jsme vyeili

nmi napsanm skriptem.

Program pro uren ekvivalentnh ek

Program je psan v jazye Python. Disponuje interaktivnm prostedm, jeho z-

klady byly sepsny D. Korkovou a M. Kkem. Hlavn vhodou oproti IRAFu

je, e dodaten denujeme body kontinua. Tedy meme vybrat tm libovol-

n body spektrlnho prolu - vynehat blendy a nezahrnout vodn absorpe - a

stle budeme mt sprvn umstn kontinuum a nijak tedy neovlivnme hodnoty

EW . To je oeteno umstnm tieti1 bod do vzdlenosti piblin tisinsob-ku Gausovsk poloky na ob strany spektra. Fitujeme potom skuten prol

ry, jak lze vidt na obrzku 4.2.

0.9

1

1.1

1.2

1.3

1.4

1.5

1.6

6298.5 6299 6299.5 6300 6300.5 6301 6301.5 6302 6302.5 6303

r

e

l

a

t

i

v

n

t

o

k

[

A]

namen hodnoty

t f1(x)

Obrzek 4.2: Znzornn tu Gaussovy funke spektrln arou [O I nam pro-

gramem

Pouvme knihoven sipy, pylab amatplotlib. K tovn je uit task curve_fit,kter uv metody nejmenh tver. U tto metody je nutn odhad pote-

nh parametr funke

f(x) = Fmax exp(

x

)2

+ const .

1

Toto slo nen nijak podstatn, nesm bt vak pli vysok, aby neovlivovalo vlastn

prbh ry.

28

Ekvivalentn ka je pak

f(x)dx =

Fmax. Vpoet hyby ekvivalentn

ky provedeme podle Vollmann & Eversberg (2006),

(W) =

1 +FcF

(

WSN

)

,

kde Fc je stedn hodnota toku kontinua - u rektikovanho spektra tedy rovnajedn, F stedn hodnota toku spektrln ry. W je ekvivalentn ka, jerozmez vlnovh dlek, ve kterh jet ra nesplv s kontinuem. S/N je pomrsignlu a umu. Vehny hodnoty a na S/N urme tem spektrln ry. Pomrsignlu a umu budeme urovat stejn jako program IRAF. Vhodnm sekem

kontinua prolome pmku a signl ku umu pak bude vyjadovat pevren

hodnota soutu tver vzdlenosti bod kontinua od proloen pmky.

Modikovanm skriptem jsme urili i ekvivalentn ky spekter ze spektrogra-

fu GIRAFFE, u kterh je dky vtmu rozlien patrn rozdvojen spektrln

ry, jak ukazujeme na obrzku 4.3. Proto jsme zde tovali souet dvou gausovh

funk, ekvivalentn ka byla pak dky linearit integrlu vi soutu soutem

dlh ekvivalentnh ek.

0.9

1

1.1

1.2

1.3

1.4

1.5

1.6

1.7

1.8

6298.5 6299 6299.5 6300 6300.5 6301 6301.5 6302 6302.5 6303

r

e

l

a

t

i

v

n

t

o

k

[

A]

namen hodnoty

t f2(x)

Obrzek 4.3: Znzornn tu dvojit Gaussovy funke spektrln arou [O I ze

spektrografu Giraffe nam programem

4.3 Radiln ryhlosti

Radiln ryhlost RV je denovna vztahem

RV = 00

c , (4.2)

kde je pozorovan vlnov dlka, 0 klidov a c je ryhlost svtla ve vakuu.Protoe jednotliv spektrln ry vznikaj v rznh oblasteh hvzdn atmosfry

a prahoplynn oblky, zskme promenm zmn poloh extrm prol ar vi

laboratornm vlnovm dlkm a nslednm urenm RV pedstavu o radilnh

29

pohybeh ltky v rznh msteh hvzdnho okol urenho danou spektrln

arou. Podobn jako u EW periodiita me indikovat ptomnost druh hvzdnsloky, neperiodik zmny mohou ukazovat na aktivitu v hvzdn oble.

4.3.1 Men radilnh ryhlost

V ppad ar [O I jsme pouze modikovali skript pro vpoet EW . Z tu Gaus-sovy funke jsme urili polohu extrmu a hybu tu v intenzitn souadnii.

Chybu ve vlnovh dlkh jsme urili pomo Taylorova rozvoje prvnho du.

V kadm bod spektra urme odhylku tu od namenh hodnot. Odhylka

v hodnoth frekven je v tomto bod urena hodnotou derivae a odhylkou

v hodnoth intenzity. Celkovou hybu v uren pozie maxima danho seku

spektrln ry urme podle kvadratikho zkona stn hyb. Dle se jedn

o pmoar dosazen do vztahu (4.2). U ry H jsme vdy okol extremlnhodnoty prokldali polynomem nejve ptho du a extrm jsme urovali po-

mo hledn koen derivae. Tmto zskme pozii extrmu a postup je dle

analogik jako u kyslkovh ar. Tento skript byl takt sepsn v jazyku Py-

thon.

4.4 Vizualizae zmn prol spektra

Pro utvoen komplexnj pedstavy o vvoji prol ar jsme krom pmho

vykreslen, prbhovh anima a 3D anima, uili tak takzvan ed repre-

zentae.

4.4.1 3D zobrazen

Kad spektrum je tvoeno informaemi o vlnov dle a j pslun intenzit.

Pokud k tomuto daji pidme index poad spektra, as pozorovn i jin tet

daj, lze spektra zobrazit 3D grafem, jak ukazuje obrzek 4.4. Zde jsme v pro-

gramu Gnuplot nehali znzornit hodnotu intenzity barevnm odstnem. Tento

graf je sm o sob velmi informan hud, jist pehled o harakteru prolu ry

zskme pi monosti rotae spektra napklad v animai.

30

-200

-100

0

100

200

300

0

2

4

6

8

10

12

14

16

18

20

r

e

l

a

t

i

v

n

t

o

k

RV[km s1

spektra hronologiky

r

e

l

a

t

i

v

n

t

o

k

0

2

4

6

8

10

12

14

16

18

20

Obrzek 4.4: 3D vykreslen spekter emisn ry H.

4.4.2 Barevn reprezentae

Barevn reprezentae je modikae 3D zobrazen spekter. Hodnota intenzity je

na 4.4 znzornna vkou i barevnm odstnem. Odstranme 3D strukturu a

intenzitu budeme urovat ji pouze rozdlnou barvou.

Kad z namenh spekter obsahuje sadu dvoji bod - vlnov dlka a j

odpovdaj intenzita. Rozestupy mezi detekovanmi dvojiemi jsou nhodn.

Abyhom do zobrazen nevnesli falen struktury, bylo teba vehna spektra

vykreslovat pro stejn vlnov dlky. Podle Steen (1990) jsme v jazyku fortran

napsali program, kter kad spektrum interpoloval a patin jej modikoval.

Vehna spektra tedy nyn obsahuj stejn hodnoty vlnovh dlek a li se pouze

v intenzith.

31

4.5 Vsledky - Perkv dalekohled, trbinov spek-

trograf

Pro spektrln ry [O I obou vlnovh dlek jsme zobrazili vsledn hodnoty

radilnh ryhlost (RV ) a ekvivalentnh ek (EW ). Stejn tak prezentujemevsledky i pro ru H. U ar Fe II jsou hodnoty EW zateny kvli mal inten-zit velkou hybou, RV ze stejnho dvodu ani neuvdme. Spektrln ry obouar Si II a He I maj i emisn st. Namen hodnoty pak nemaj zejmou inter-

pretai, proto jsme abropn ry nemili. Grafy v barevn reprezentai zobrazuj

postupn vehny identikovan spektrln ry a stejn tak i vvojov grafy.

4.5.1 Ekvivalentn ky a hodnoty relativnh tok

1

1.2

1.4

1.6

1.8

2

2.2

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

p

o

d

l

r

e

l

.

i

n

t

e

z

i

t

m

o

d

r

h

o

a

e

r

v

e

n

h

o

p

e

a

k

u

JD 2450000

Obrzek 4.5: Podl relativnh tok modrho a ervenho peaku ry H v asovzvislosti.

32

-80

-75

-70

-65

-60

-55

-50

-45

-40

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

EW

(t)[

A]

4

6

8

10

12

14

16

18

20

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

r

e

l

a

t

i

v

n

i

n

t

e

z

i

t

a

JD 2450000

modr peak

erve peak

Obrzek 4.6: Hodnota ekvivalentn ky a zmny intezity ervenho a modrho

peaku ry H zvisl na ase.

33

-0.75

-0.7

-0.65

-0.6

-0.55

-0.5

-0.45

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

EW[

A]

1.4

1.45

1.5

1.55

1.6

1.65

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

r

e

l

a

t

i

v

n

i

n

t

e

z

i

t

a

JD 2450000

Obrzek 4.7: Hodnota ekvivalentn ky [O I vlnov dlky 6300 zvisl naase. Spodn graf ukazuje zmny relativn intenzity u t ry.

34

-0.32

-0.3

-0.28

-0.26

-0.24

-0.22

-0.2

-0.18

-0.16

-0.14

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

EW[

A]

1.14

1.15

1.16

1.17

1.18

1.19

1.2

1.21

1.22

1.23

1.24

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

r

e

l

a

t

i

v

n

'

i

i

n

t

e

z

i

t

a

JD 2450000

Obrzek 4.8: Na hornm grafu jsou EW a na dolnm relativn intenzita pro spek-trln ru [O I vlnov dlky 6363 .

35

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

EW[

A]

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

EW[

A]

JD 2450000

Obrzek 4.9: Ekvivalentn ky Fe II vlnov dlky 6318 na hornm grafu. Naspodnm tot pro vlnovou dlku 6384 .

36

4.5.2 Radiln ryhlosti

34

36

38

40

42

44

46

48

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

RV[

km

s1]

30

35

40

45

50

55

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

RV[

km

s1]

JD 2450000

Obrzek 4.10: Radiln ryhlosti [O I vlnov dlky 6300 zvisl na ase nahornm grafu. Tot pro ru [O I vlnov dlky 6363 .

37

-100

-90

-80

-70

-60

-50

-40

-30

-20

-10

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

RV[

km

s1]

85

90

95

100

105

110

115

120

125

130

135

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

RV[

km

s1]

JD 2450000

Obrzek 4.11: Radiln ryhlosti modr a erven sti ry H zvisl na ase.Ureno polynomilnm tem.

38

22

24

26

28

30

32

34

36

38

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

RV[

km

s1]

110

120

130

140

150

160

170

180

190

200

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500

RVcer

RVmod

[

km

s1]

JD 2450000

Obrzek 4.12: Rozdl radilnh ryhlost erven a modr sti ry H ukazujehorn graf. Doln graf je RV entrln absorpe.

39

4.5.3 Barevn reprezentae

6556 6558 6560 6562 6564 6566 6568 6570

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

2

4

6

8

10

12

14

16

18

20

Relativn

svteln

tok Fn, kden indexujejednoliv

spektra

6556 6558 6560 6562 6564 6566 6568 6570

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

FpFn(j)

Fp

,

kde Fp =i Fi()

i ije

prmrn

rel. tok

6556 6558 6560 6562 6564 6566 6568 6570

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

1

0.8

0.6

0.4

0.2

0

0.2

0.4

0.6

FpFn(j)

Fp

Obrzek 4.13: Barevn reprezentae spektrln ry H

40

6676 6677 6678 6679 6680 6681 6682 6683

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.88

0.9

0.92

0.94

0.96

0.98

1

1.02

1.04

1.06

1.08

Fn

6676 6677 6678 6679 6680 6681 6682 6683

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

0.01

0.02

0.03

0.04

0.05

0.06

0.07

0.08

0.09

FpFn(j)

Fp

6676 6677 6678 6679 6680 6681 6682 6683

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.1

0.08

0.06

0.04

0.02

0

0.02

0.04

0.06

0.08

FpFn(j)

Fp

Obrzek 4.14: Barevn reprezentae spektrln ry He I

41

6300 6300.5 6301 6301.5 6302 6302.5

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.9

1

1.1

1.2

1.3

1.4

1.5

1.6

1.7

Fn

6300 6300.5 6301 6301.5 6302 6302.5

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

0.02

0.04

0.06

0.08

0.1

0.12

FpFn(j)

Fp

6300 6300.5 6301 6301.5 6302 6302.5

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.15

0.1

0.05

0

0.05

0.1

FpFn(j)

Fp

Obrzek 4.15: Barevn reprezentae spektrln ry [O I vlnov dlky 6300

42

6363 6363.5 6364 6364.5 6365 6365.5 6366 6366.5

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.95

1

1.05

1.1

1.15

1.2

1.25

Fn

6363 6363.5 6364 6364.5 6365 6365.5 6366 6366.5

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

0.01

0.02

0.03

0.04

0.05

0.06

0.07

FpFn(j)

Fp

6363 6363.5 6364 6364.5 6365 6365.5 6366 6366.5

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.08

0.06

0.04

0.02

0

0.02

0.04

0.06

FpFn(j)

Fp

Obrzek 4.16: Barevn reprezentae spektrln ry [O I vlnov dlky 6363

43

6344 6346 6348 6350 6352 6354

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.75

0.8

0.85

0.9

0.95

1

1.05

1.1

Fn

6344 6346 6348 6350 6352 6354

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

0.02

0.04

0.06

0.08

0.1

0.12

FpFn(j)

Fp

6344 6346 6348 6350 6352 6354

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.1

0.08

0.06

0.04

0.02

0

0.02

0.04

0.06

0.08

0.1

0.12

FpFn(j)

Fp

Obrzek 4.17: Barevn reprezentae spektrln ry Si II vlnov dlky 6347

44

6369 6370 6371 6372 6373 6374 6375 6376 6377 6378

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.8

0.85

0.9

0.95

1

1.05

1.1

Fn

6369 6370 6371 6372 6373 6374 6375 6376 6377 6378

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

0.02

0.04

0.06

0.08

0.1

0.12

0.14

FpFn(j)

Fp

6369 6370 6371 6372 6373 6374 6375 6376 6377 6378

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.08

0.06

0.04

0.02

0

0.02

0.04

0.06

0.08

0.1

0.12

0.14

FpFn(j)

Fp

Obrzek 4.18: Barevn reprezentae spektrln ry Si II vlnov dlky 6371

45

6315 6316 6317 6318 6319 6320 6321 6322 6323

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.92

0.94

0.96

0.98

1

1.02

1.04

1.06

1.08

Fn

6315 6316 6317 6318 6319 6320 6321 6322 6323

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

0.01

0.02

0.03

0.04

0.05

0.06

FpFn(j)

Fp

6315 6316 6317 6318 6319 6320 6321 6322 6323

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.06

0.04

0.02

0

0.02

0.04

0.06

FpFn(j)

Fp

Obrzek 4.19: Barevn reprezentae spektrln ry Fe II vlnov dlky 6318

46

6382 6383 6384 6385 6386 6387 6388 6389

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.96

0.98

1

1.02

1.04

1.06

1.08

1.1

Fn

6382 6383 6384 6385 6386 6387 6388 6389

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0

0.005

0.01

0.015

0.02

0.025

0.03

0.035

0.04

0.045

0.05

FpFn(j)

Fp

6382 6383 6384 6385 6386 6387 6388 6389

[]

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.05

0.04

0.03

0.02

0.01

0

0.01

0.02

0.03

0.04

0.05

FpFn(j)

Fp

Obrzek 4.20: Barevn reprezentae spektrln ry Fe II vlnov dlky 6384

47

4.5.4 Prbh spekter jednotlivh ar

Pro uelen pedstavy o variabilit spekter jsme je vykreslili jako asovou posloup-

nost indexovanou poadm podle toho, kdy byla spektra pozena. V kadm grafu

v tto seki zobrazujeme svislii, kter uruje nulovou radiln ryhlost vi Sluni

vdy pro laboratorn vlnovou dlku zobrazovan spektrln ry.

48

-400-300-200-100 0 100 200 300 400

RV [km s1

2004-03-14

2004-03-22

2005-01-07

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-02-07

2005-02-07

2005-02-07

2005-10-13

2005-10-13

2005-10-29

1

0

r

e

l

.

i

n

t

-400-300-200-100 0 100 200 300 400

RV [km s1

2006-01-08

2006-01-12

2006-01-12

2006-02-06

2006-10-09

2007-01-14

2007-03-11

2007-03-11

2007-03-13

2007-03-14

2007-03-25

2007-03-30

2007-04-15

2008-03-09

1

0

r

e

l

.

i

n

t

-400-300-200-100 0 100 200 300 400

RV [km s1

2008-03-28

2008-03-29

2008-04-05

2009-01-09

2009-01-09

2009-01-11

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-02

2010-03-19

2010-03-31

2010-03-31

2010-04-07

1

0

r

e

l

.

i

n

t

-400-300-200-100 0 100 200 300 400

RV [km s1

2010-09-20

2011-02-08

2011-02-09

2011-02-23

2011-03-21

2011-03-21

2011-11-12

2011-11-15

2012-01-31

2012-02-10

2012-02-11

2012-02-12

2012-03-24

2012-03-25

1

0

r

e

l

.

i

n

t

Obrzek 4.21: asov vvoj ry H lab. vlnov dlky = 6562.79

49

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2004-03-14

2004-03-22

2005-01-07

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-02-07

2005-02-07

2005-02-07

2005-10-13

2005-10-13

2005-10-29

10

rel.

in

t

referene line

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2006-01-08

2006-01-12

2006-01-12

2006-02-06

2006-10-09

2007-01-14

2007-03-11

2007-03-11

2007-03-13

2007-03-14

2007-03-25

2007-03-30

2007-04-15

2008-03-09

10

rel.

in

t

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2008-03-28

2008-03-29

2008-04-05

2009-01-09

2009-01-09

2009-01-11

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-02

2010-03-19

2010-03-31

2010-03-31

2010-04-07

10

rel.

in

t

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2010-09-20

2011-02-08

2011-02-09

2011-02-23

2011-03-21

2011-03-21

2011-11-12

2011-11-15

2012-01-31

2012-02-10

2012-02-11

2012-02-12

2012-03-24

2012-03-25

10

rel.

in

t

Obrzek4.22:Znzornnrozdlureferennhospektraaspekterostatnh.Prol

ryH

50

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2004-03-14

2004-03-22

2005-01-07

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-02-07

2005-02-07

2005-02-07

2005-10-13

2005-10-13

2005-10-29

10

rel.

in

t

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2006-01-08

2006-01-12

2006-01-12

2006-02-06

2006-10-09

2007-01-14

2007-03-11

2007-03-11

2007-03-13

2007-03-14

2007-03-25

2007-03-30

2007-04-15

2008-03-09

10

rel.

in

t

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2008-03-28

2008-03-29

2008-04-05

2009-01-09

2009-01-09

2009-01-11

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-02

2010-03-19

2010-03-31

2010-03-31

2010-04-07

10

rel.

in

t

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2010-09-20

2011-02-08

2011-02-09

2011-02-23

2011-03-21

2011-03-21

2011-11-12

2011-11-15

2012-01-31

2012-02-10

2012-02-11

2012-02-12

2012-03-24

2012-03-25

10

rel.

in

t

referene line

Obrzek4.23:Znzornnrozdludalhoreferennhospektraaspekterostatnh.

ProlryH

51

-60 -40 -20 0 20 40 60 80 100

RV [km s1

2004-03-14

2004-03-22

2005-01-07

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-02-07

2005-02-07

2005-02-07

2005-10-13

2005-10-13

2005-10-29

0.5

rel.

in

t

-60 -40 -20 0 20 40 60 80 100

RV [km s1

2006-01-08

2006-01-12

2006-01-12

2006-02-06

2006-10-09

2007-01-14

2007-03-11

2007-03-11

2007-03-13

2007-03-14

2007-03-25

2007-03-30

2007-04-15

2008-03-09

0.5

rel.

in

t

-60 -40 -20 0 20 40 60 80 100

RV [km s1

2008-03-28

2008-03-29

2008-04-05

2009-01-09

2009-01-09

2009-01-11

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-02

2010-03-19

2010-03-31

2010-03-31

2010-04-07

0.5

rel.

in

t

-60 -40 -20 0 20 40 60 80 100

RV [km s1

2010-09-20

2011-02-08

2011-02-09

2011-02-23

2011-03-21

2011-03-21

2011-11-12

2011-11-15

2012-01-31

2012-02-10

2012-02-11

2012-02-12

2012-03-24

2012-03-25

0.5

rel.

in

t

Obrzek4.24:asovvvojry[O

Ilab.vlnovdlky=

6300.0

52

-60 -40 -20 0 20 40 60 80 100

RV [km s1

2004-03-14

2004-03-22

2005-01-07

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-02-07

2005-02-07

2005-02-07

2005-10-13

2005-10-13

2005-10-29

0.5

rel.

in

t

-60 -40 -20 0 20 40 60 80 100

RV [km s1

2006-01-08

2006-01-12

2006-01-12

2006-02-06

2006-10-09

2007-01-14

2007-03-11

2007-03-11

2007-03-13

2007-03-14

2007-03-25

2007-03-30

2007-04-15

2008-03-09

0.5

rel.

in

t

-60 -40 -20 0 20 40 60 80 100

RV [km s1

2008-03-28

2008-03-29

2008-04-05

2009-01-09

2009-01-09

2009-01-11

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-02

2010-03-19

2010-03-31

2010-03-31

2010-04-07

0.5

rel.

in

t

-60 -40 -20 0 20 40 60 80 100

RV [km s1

2010-09-20

2011-02-08

2011-02-09

2011-02-23

2011-03-21

2011-03-21

2011-11-12

2011-11-15

2012-01-31

2012-02-10

2012-02-11

2012-02-12

2012-03-24

2012-03-25

0.5

rel.

in

t

Obrzek4.25:asovvvojry[O

Ilab.vlnovdlky=

6363.8

53

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2004-03-14

2004-03-22

2005-01-07

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-02-07

2005-02-07

2005-02-07

2005-10-13

2005-10-13

2005-10-29

0.5

rel.

in

t

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2006-01-08

2006-01-12

2006-01-12

2006-02-06

2006-10-09

2007-01-14

2007-03-11

2007-03-11

2007-03-13

2007-03-14

2007-03-25

2007-03-30

2007-04-15

2008-03-09

0.5

rel.

in

t

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2008-03-28

2008-03-29

2008-04-05

2009-01-09

2009-01-09

2009-01-11

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-02

2010-03-19

2010-03-31

2010-03-31

2010-04-07

0.5

rel.

in

t

-300 -200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2010-09-20

2011-02-08

2011-02-09

2011-02-23

2011-03-21

2011-03-21

2011-11-12

2011-11-15

2012-01-31

2012-02-10

2012-02-11

2012-02-12

2012-03-24

2012-03-25

0.5

rel.

in

t

Obrzek4.26:asovvvojrySilab.vlnovdlky=

6347.0

54

-200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2004-03-14

2004-03-22

2005-01-07

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-02-07

2005-02-07

2005-02-07

2005-10-13

2005-10-13

2005-10-29

0.5

rel.

in

t

-200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2006-01-08

2006-01-12

2006-01-12

2006-02-06

2006-10-09

2007-01-14

2007-03-11

2007-03-11

2007-03-13

2007-03-14

2007-03-25

2007-03-30

2007-04-15

2008-03-09

0.5

rel.

in

t

-200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2008-03-28

2008-03-29

2008-04-05

2009-01-09

2009-01-09

2009-01-11

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-02

2010-03-19

2010-03-31

2010-03-31

2010-04-07

0.5

rel.

in

t

-200 -100 0 100 200 300

RV [km s1

2010-09-20

2011-02-08

2011-02-09

2011-02-23

2011-03-21

2011-03-21

2011-11-12

2011-11-15

2012-01-31

2012-02-10

2012-02-11

2012-02-12

2012-03-24

2012-03-25

0.5

rel.

in

t

Obrzek4.27:asovvvojrySilab.vlnovdlky=

6371.0

55

-200 -100 0 100 200 300 400

RV [km s1

2004-03-14

2004-03-22

2005-01-07

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-01-16

2005-02-07

2005-02-07

2005-02-07

2005-10-13

2005-10-13

2005-10-29

0.5

rel.

in

t

-200 -100 0 100 200 300 400

RV [km s1

2006-01-08

2006-01-12

2006-01-12

2006-02-06

2006-10-09

2007-01-14

2007-03-11

2007-03-11

2007-03-13

2007-03-14

2007-03-25

2007-03-30

2007-04-15

2008-03-09

0.5

rel.

in

t

-200 -100 0 100 200 300 400

RV [km s1

2008-03-28

2008-03-29

2008-04-05

2009-01-09

2009-01-09

2009-01-11

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-01

2010-03-02

2010-03-19

2010-03-31

2010-03-31

2010-04-07

0.5

rel.

in

t

-200 -100 0 100 200 300 400

RV [km s1

2010-09-20

2011-02-08

2011-02-09

2011-02-23

2011-03-21

2011-03-21

2011-11-12

2011-11-15

2012-01-31

2012-02-10

2012-02-11

2012-02-12

2012-03-24

2012-03-25

0.5

rel.

in

t

Obrzek4.28:asovvvojryHeI

lab.vlnovdlky=

6678.2

56

4.6 Vsledky - spektrograf GIRAFFE

Promili jsme pouze emisn ru zakzanho kyslku vlnov dlky 6300. U vl-nov dlky 6364 je pli nzk intenzita a signl ku umu je natolik mal,e v rmi hyby nedohz k dnm zmnm. ra H se nahz na okrajispektrlnh d a proto ji nepromujeme, nemme k dispozii dostaten sek

kontinua na proveden normalizae. Hodnoty ekvivalentnh ek jsme promi-

li modikovanm programem, kter umouje zapotat rozdvojen spektrlnh

ar, jak ukazuje obrzek 4.3.

V barevn reprezentai ukazujeme prbhy spektrlnh ar [O I. asovou

promnnost spektrlnh ar demonstrujeme jet zobrazenou sekven name-

nh dat. Takto zobrazujeme spektrln ry [0 I, H, H, H a Fe II (grafy4.32, 4.33 a 4.34).

0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8

6300 []

spek

tra

chro

nolo

gick

y

1

1.1

1.2

1.3

1.4

1.5

1.6

1.7

Obrzek 4.29: Barevn reprezentae spektrln ry [O I vlnov dlky 6300 .Zde intenzita znzornna v barevn reprezentai.

57

0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2 2.2 2.4

6363 []

spek

tra

chro

nolo

gick

y

0.95

1

1.05

1.1

1.15

1.2

1.25

1.3

Obrzek 4.30: Barevn reprezentae spektrln ry [O I vlnov dlky 6363 .Zde intenzita znzornna v barevn reprezentai.

-0.67

-0.66

-0.65

-0.64

-0.63

-0.62

-0.61

-0.6

-0.59

-0.58

-0.57

3747 3748 3749 3750 3751 3752 3753 3754 3755 3756

EW[

A]

JD 2450000

Obrzek 4.31: Hodnota ekvivalentn ky [O I vlnov dlky 6300 zvisl naase.

58

6298 6299 6300 6301 6302 6303

r

e

l

a

t

i

v

n

i

n

t

e

n

z

i

t

a

[

A]

12/01/06 00:05

12/01/06 00:55

12/01/06 22:53

13/01/06 19:54

14/01/06 00:47

15/01/06 22:22

19/01/06 20:52

19/01/06 23:07

12/01/06 00:05

12/01/06 00:55

12/01/06 22:53

13/01/06 19:54

14/01/06 22:19

15/01/06 22:22

19/01/06 20:52

0

.

5

r

e

l

.

i

n

t

6362 6363 6364 6365 6366

[

A]

12/01/06 00:05

12/01/06 00:55

12/01/06 22:53

13/01/06 19:54

14/01/06 00:47

15/01/06 22:22

19/01/06 20:52

19/01/06 23:07

12/01/06 00:05

12/01/06 00:55

12/01/06 22:53

13/01/06 19:54

14/01/06 22:19

15/01/06 22:22

19/01/06 20:52

0

.

5

r

e

l

.

i

n

t

Obrzek 4.32: Krtkodob vvoj spektrln ry [O I vlnov dlky 6300 a6363 .

59

4336 4338 4340 4342 4344 4346

r

e

l

a

t

i

v

n

i

n

t

e

n

z

i

t

a

[

A]

H

12/01/06

12/01/06

13/01/06

14/01/06

14/01/06

15/01/06

19/01/06

19/01/06

6558 6560 6562 6564 6566 6568 6570 6572

[

A]

H

12/01/06

12/01/06

12/01/06

13/01/06

14/01/06

14/01/06

15/01/06

19/01/06

19/01/06

Obrzek 4.33: Krtkodob vvoj spektrln ry H a H ze spektrografu Gi-raffe

60

4921 4922 4923 4924 4925 4926 4927

r

e

l

a

t

i

v

n

i

n

t

e

n

z

i

t

a

[

A]

Fe II

12/01/06

12/01/06

13/01/06

14/01/06

14/01/06

15/01/06

19/01/06

19/01/06

4855 4860 4865 4870

r

e

l

a

t

i

v

n

i

n

t

e

n

z

i

t

a

[

A]

H

12/01/06

12/01/06

13/01/06

14/01/06

14/01/06

15/01/06

19/01/06

19/01/06

Obrzek 4.34: Krtkodob vvoj spektrln ry H a Fe II (identikae z lnkuDoazan (1965)) ze spektrografu Giraffe

61

5. Diskuze vsledk

ry Balmerovy srie vykazuj rozdvojen s entrln absorp, jak vidme na

obrzh 4.33, 4.34. Promili jsme ekvivalentn ky (EW ) a hodnoty relativ-nh intenzit v modrm a ervenm peaku pro ru H. Podl intenzit ervenhoa modrho peaku je s asem promnn, jak ukazuje obrzek 4.5. Na grafu 4.6

vidme velmi dobrou korelai mezi hodnotami EW a relativnh intenzit. Radi-ln ryhlosti jsou tak s asem promnn. Korelae RV ry H s RV ostatnhar detailnji rozebrme v seki 5.2. Pi zobrazen dat v barevn reprezentai

pozorujeme hrbolky na jinak dobe ohranien linii emisn ry H. Ty podrobndiskutujeme v seki 5.1.

U obou ar [O I (6300 , 6364 ) jsme promili EW a RV . Takt pozo-rujeme silnou korelai mezi hodnotami relativnh intenzit a EW (4.7). Protoery [O I jsou spektrln ry zakzanh pehod, mly by vznikat v odleh-

lejh oblasteh prahoplynn oblky. Proto se pedpokld, e jejih radiln

ryhlosti by nemly bt s asem pli promnn a hodnota RV by pmo od-povdala helioentrik radiln ryhlosti elho systmu. Jak ukazuje graf 4.10

hodnoty konstantn nejsou. V dateh pozorujeme skokovou zmnu v hodnoth

RV , na koni pozorovanho obdob se projevuje periodik zvislost. Oba jevydle diskutujeme v 5.2. Pozorovn ze spektrografu Giraffe poukazuj na mo-

nost rozdvojen ar (vvojov graf 4.32), kter pomo ondejovsk aparatury

nezahytme. To demonstruje obrzek 5.1. Krtkodob promnnost je v rmi

hyby prokzna i na grafu 4.31.

U absorpnh ar Si II pozorujeme zmny tvaru absorp. Nkter spektra

vykazuj sloen prol s emisn st, kter je vtinou posunut do modra. Po-

zorujeme jeden ppad, kdy je emisn st vhledem k laboratorn vlnov dle po-

sunuta do erven oblasti spektra. U nkolika spekter nahzme emise na obou

stranh. Tyto jevy a pozie absorpn ry vzhledem ke klidov vlnov dle

vypovdaj o pohybeh hmoty. Protoe spektrln ry Si II se tvo ve spodnh

vrstvh atmosfry, meme jejih blim zkoumnm posoudit harakter rozp-

nn hvzdn oblky, rotai, ptomnost hvzdnho vtru, pulzae a pod. Proto

tyto ry detailnji zkoumme v seki 5.1.

Emisn ry Fe II jsou velmi mlo intenzivn a vrazn se u nih projevuje

um. I pesto jsme promili hodnoty EW a v rmi hyby pozorujeme promn-nost (4.9). Chyby ekvivalentnh ek jsou vak pro uinn jakhkoliv zvr

pli velk.

62

6299 6299.5 6300 6300.5 6301 6301.5 6302 6302.5 6303

r

e

l

a

t

i

v

n

i

n

t

e

n

z

i

t

a

[

A]

pvodn spektrum

= 0.25 = 0.15

Obrzek 5.1: Rozdvojen spektrum pozen na observatoi SAAO. Dal dv

spektra zobrazuj konvolui s pslunou Gaussovou funk. Kde = 0.25, kterpslu ondejovks aparatue, zanedbv pstojov prol spektrografu Giraf-

fe. U = 0.15 jsme pro srovnn zvolili u pstrojov prol. Rozdvojen nanaih dateh z Ondejova nememe pozorovat.

5.1 ry Si II v souvislosti s rou H

Na sekvennh grafeh ( 4.21, 4.26 a 4.27) si meme vimnout souvislosti mezi

deforma ry H a ptomnost emisnh peak u ar Si II. Na grafeh 5.7 a5.12 ptomnost hrbolk i emisn prol v ppad Si II zvrazujeme pslunou

barvou podle toho, zdali se jev vyskytuje v modr, i erven oblasti spektra. Ze-

lenou znzorujeme vskyt na obou stranh. rkovan ra zobrazuje nulovou

RV vi Sluni, pln svisl ra je RV = 38 km s1, kter piblin odpovdstedn hodnot RV ar [O I a pravdpodobn i RV elho systmu 1. Vskytdeforma se opakuje v asovh intervaleh od 8 do 15 ms. Dobu pozorovn

hrbolk odhadujeme na destky dn. Vidme, e sted absorp Si II ar mn svoji

pozii, kter je nkdy posunut k modr sti spektra - o vypovd o pohybeh

smrem od hvzdy k nm. Nalzme vak i ppady, kdy se jedn o pohyby hmo-

ty zpt ke hvzd. Modr kdlo ar Si II je velmi asto rozeno a deformovno

(napklad obr. 5.10, 9.3.2008), o pisuzujeme ptomnosti hvzdnho vtru. Na

tom samm obrzku vak u spekter datovanh ke dni 1.3.2010 pozorujeme emisn

vnlek pmo v absorpn sti prolu. Jedn se o reln jev a nikoliv artefakty

1

Vzhledem k promnnosti ar, je prmr dost nepesn. Variae ryhlost jsou vak v du

jednotek km s1. Protoe je pro ns klov urit zdali je RV absorpe Si II kladn i zporn,je pro to odhadnut hodnota RV ar [O I vtinou postauj.

63

reduke, nebo tent den mme k dispozii ti expozie, kter vykazuj stejn

proly. Na surovh snmh nejsou patrny dn vrazn kosmiky v oblasti tto

ry a optimln extraki, kter by mohla prol ry zdeformovat, jme nepouili.

Na spektru z 1.8.2006 pozorujeme osamoen emisn peak v erven sti. Po-

zorujeme vrazn zeslen absorpe u obou ar Si II k datu 14.01. 2007. Na tom

samm spektru pozorujeme deformai modrho peaku ry H. Pot nsledujezjasnn emisnh obou ar [O I a H, kter je zaznamenno dvma spektry z no- 13.03. a 14.03. 2007. Prbh zjasnn je znzornn na obrzku 5.2. Z dat, kter

mme k dispozii, je maximln ryhlost zmn v du dn. Zmny intenzit spek-

trlnh ar Fe II a He I nejsou kvli umu prokazateln. Detailn zobrazen ry

Si II 6347 je na obrzku 5.3. Pozorujeme vrazn emisn peak posunut domodr oblasti spektra. Abyhom mli pedstavu o pohybeh hmoty, RV ry [OI v datum pozen spektra (zde nepotme s prmrem), povaujeme za radil-

n helioentrikou ryhlost elho systmu. Koreki o tuto ryhlost jsme provedli

u absorpn ry Si I na obrzku 5.3, kde je posunut ra zobrazena rkovan.

Svislou arou zobrazujeme laboratorn vlnovou dlku Si I (6347,11 ). Vidme, e

el absorpe je mrn (RV 10 km s1) posunuta smrem ke kratm vlnovmdlkm, proto se nejedn o inverzn P Cygni prol. Protoe vvojov zmny se

odehrvaj pomrn ryhle, jedno z monh vysvtlen zjasnn ar, me bt

spojeno se zmnou kontinua hvzdy. Ptomnost hrbolk by mohla bt zpsobena

zhustky hmoty v oble hvzdy.

Pedmtem dalho vzkumu je souvislost zmn spektra ze dn 14.01. a 13.03.

V naih dateh je zahyen pouze tento ppad, kdy pozorujeme hrbolek v modr

sti ry H a emisn prol spolu se zeslenou absorp u Si II a pak nslednzeslen relativnh intenzit u ry H a ar [O I. Mezi dny 11.03. a 13.03. po-zorujeme skokov zeslen erven oblasti ry H a proto byhom v ppadkorotuji struktury v disku oekvali i ovlivnn spektra z 11.03. Na grafeh 5.7

a 5.12 pozorujeme vt mnostv podobnh situa. S tm rozdlem, e nedo-

hz ke zmnm intenzit. Je vak mon, e zmny intenzit nepozorujeme, dky

patnmu asovmu pokryt. Je poteba zmnit, e spektra, kter zde diskutuje-

me, maj nzk rozl