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1、4.8 谱线的测定谱线的测定 天体的线光谱中包含了丰富的天体物理信息天体的线光谱中包含了丰富的天体物理信息 光谱能获得的物理信息获得的方法光谱能获得的物理信息获得的方法 天体所含的元素天体所含的元素谱线位置认证谱线位置认证 元素的丰度元素的丰度(abundance) 谱线强度或等值宽度谱线强度或等值宽度 (intensity or equivalent width) 宏观速度场宏观速度场位置，轮廓位置，轮廓(position，profile) (macroscopic velocity field) 温度，压力，表面重力温度，压力，表面重力强度，宽度强度，宽度 (temperature,pre
2、ssure,gravity) 微观速度场微观速度场(microsoopic velocity field) 轮廓轮廓(profile) 磁场磁场(magnetic field) 塞曼子线，偏振塞曼子线，偏振 (zeeman components,polarization) 视向速度视向速度(radial velocity)位置位置 4.8.1 谱线轮廓与等值宽度谱线轮廓与等值宽度 要求高色散和高分辨率的光谱仪，一般采用大型光谱要求高色散和高分辨率的光谱仪，一般采用大型光谱 仪，如折轴系统和光纤引导系统。仪，如折轴系统和光纤引导系统。 (1)谱线轮廓谱线轮廓(Profile): 图为吸收线的能量
3、分布，实际中 常用谱线邻近的连续谱强度做单位，用剩余强度表示吸 收谱线内的相对强度分布。 图为吸收线的能量分布，实际中 常用谱线邻近的连续谱强度做单位，用剩余强度表示吸 收谱线内的相对强度分布。 r 谱线的剩余强度 是处谱线的辐射 流量，是处连续谱 的辐射流量。 谱线的剩余强度 是处谱线的辐射 流量，是处连续谱 的辐射流量。 C F F r = F C F 定义定义: 谱线深度 线心深度 则线心深度一半处 所对应的谱线的全 宽度称 谱线深度 线心深度 则线心深度一半处 所对应的谱线的全 宽度称FWHM。 (2)谱线半宽谱线半宽 (FWHM) Full Width at Half- Maximu
4、m) rR=1 00 1 rR= 剩余强度 随波长变化的曲线称剩余强度 随波长变化的曲线称谱线轮廓谱线轮廓，是用谱线邻近的连 续谱做归一化后的曲线。吸收线最小处为线心 ，是用谱线邻近的连 续谱做归一化后的曲线。吸收线最小处为线心0(发射线相反发射线相反) ，线心处取最小值，线心处取最小值(或最大值或最大值)，连续谱的，连续谱的1= r r r 书上有误书上有误P169 r 无单位量纲无单位量纲 线翼线翼 线心线心 (3) 等值宽度等值宽度(Equivalent Width EW)： 描述谱线的总吸收描述谱线的总吸收(或总发射或总发射)强度强度 单位是单位是nm(波长波长) EW 表示由谱线轮廓
5、和连续光谱背景 所包围的面积，是该元素吸收 表示由谱线轮廓和连续光谱背景 所包围的面积，是该元素吸收(或发射或发射)的 全部能量。实际积分上下限不是 的 全部能量。实际积分上下限不是0, ， 而是谱线外两边狭小的范围。因谱线两边 为连续谱， ， 而是谱线外两边狭小的范围。因谱线两边 为连续谱，R()为零。 通常用一个矩形来表示等值宽度，它 的高度为 为零。 通常用一个矩形来表示等值宽度，它 的高度为1( )，宽度正好为，宽度正好为EW ，与天体 的温度、密度和丰度等物理量有关。 ，与天体 的温度、密度和丰度等物理量有关。 EW 的误差主要来自对连续谱 确定 的误差 的误差主要来自对连续谱确定
6、的误差, 低色散光谱只能测定等值宽度。低色散光谱只能测定等值宽度。 = 000 )1 ()1 ()( d F F drdREW C r C F 4.8.2. 谱线轮廓的测定谱线轮廓的测定 谱线轮廓的测定要求谱线轮廓的测定要求高分辨率光谱仪拍摄高分辨率光谱仪拍摄的光谱，的光谱， R=104以下可测等值宽度，以下可测等值宽度，105以上可测谱线轮廓。根据以上可测谱线轮廓。根据 观测目标与课题要求，来选用光谱仪观测目标与课题要求，来选用光谱仪(卡焦和折轴卡焦和折轴)。 在观测时除待测星外，还要观测分光标准星、定标灯、在观测时除待测星外，还要观测分光标准星、定标灯、 CCD的的bais、暗流和平场、暗
7、流和平场(flat)。 (1) CCD光谱的资料处理光谱的资料处理 一般用美国光学天文台一般用美国光学天文台(NOAO)编制的大型天文软件 包 编制的大型天文软件 包IRAF进行资料处理进行资料处理(或欧南台或欧南台ESO编制的编制的MIDAS软 件包 软 件包)，它们都包含专门处理，它们都包含专门处理CCD光谱的子程序包。光谱的子程序包。 资料处理的步骤资料处理的步骤(略略)。 用用IRAF处理兴隆处理兴隆2.16m卡焦光谱为例：卡焦光谱为例： 1. 本底，平场的处理（液氮制冷本底，平场的处理（液氮制冷CCD，暗流可不考虑），暗流可不考虑） 2. 去除宇宙线、热点、死点；去除宇宙线、热点、死
8、点； 3. 抽取一维谱抽取一维谱(目标星和标准星目标星和标准星)，同时消除背景影响，同时消除背景影响 4. 波长定标：将波长定标：将CCD上的像素点坐标转换为波长坐标， 利用当天拍摄的 上的像素点坐标转换为波长坐标， 利用当天拍摄的He/Ar(氦氦/氩氩)灯，抽取灯谱，灯谱波 长认证； 灯，抽取灯谱，灯谱波 长认证； 5. 色散轴改正；色散轴改正； 6. 流量定标（根据标准星的位置与流量，考虑大气消光）流量定标（根据标准星的位置与流量，考虑大气消光） 7. 连续谱归一化；连续谱归一化； 8. 谱线分析：谱线轮廓、等值宽度、半宽，中心波长等谱线分析：谱线轮廓、等值宽度、半宽，中心波长等 (2)
9、仪器轮廓的测定与改正仪器轮廓的测定与改正 在做谱线轮廓在做谱线轮廓高精度高精度测量时，必须考虑仪器轮廓的改正测量时，必须考虑仪器轮廓的改正 及光谱仪中杂散光的影响。及光谱仪中杂散光的影响。 仪器轮廓主要是分光仪器狭缝的衍射及仪器中其他因素仪器轮廓主要是分光仪器狭缝的衍射及仪器中其他因素 造成的。造成的。 测定仪器轮廓，可用几种能产生很窄谱线的光源，如汞测定仪器轮廓，可用几种能产生很窄谱线的光源，如汞 同位素灯、激光、地球大气吸收线同位素灯、激光、地球大气吸收线(=686.7nm和和 =759.3nm)，这些光源称函数光源。，这些光源称函数光源。 观测得到的谱线观测轮廓观测得到的谱线观测轮廓D(
10、)是谱线真轮廓是谱线真轮廓D()和仪 器轮廓 和仪 器轮廓I()的叠加。若真轮廓有一定宽度，则其每个波 长处可看为无限窄的谱线通过仪器后受仪器轮廓影响呈 现一定的分布，观测轮廓就是这些小轮廓的叠加。 的叠加。若真轮廓有一定宽度，则其每个波 长处可看为无限窄的谱线通过仪器后受仪器轮廓影响呈 现一定的分布，观测轮廓就是这些小轮廓的叠加。 设设D(x)为离线心为离线心x 处的真轮廓，由于 仪器轮廓 处的真轮廓，由于 仪器轮廓I的作 用，使 的作 用，使x处的单色 光歪曲为在 处的单色 光歪曲为在x附近 的一波段内有一定 的分布，为 附近 的一波段内有一定 的分布，为 I(x)D(x)(见 图 见 图
11、)，所以在，所以在处 观测到的总强度 处 观测到的总强度 )()()()()( DIdxxDxID= 观测轮廓观测轮廓D()是真轮廓是真轮廓D()与仪器轮廓与仪器轮廓I()的卷积的卷积 线心线心0真轮廓真轮廓 利用计算机可方便地进行付里叶变换和逆变换运算，求 出真轮廓 利用计算机可方便地进行付里叶变换和逆变换运算，求 出真轮廓D()。 因仪器轮廓仅使谱线内的能量重新分配，不影响总能量， 所以仅对谱线轮廓产生影响，不影响等值宽度。 因仪器轮廓仅使谱线内的能量重新分配，不影响总能量， 所以仅对谱线轮廓产生影响，不影响等值宽度。 观测经验表明， 仪器轮廓对弱线 观测经验表明， 仪器轮廓对弱线 (EW
12、 0.1)影响较 大。当用小色散光 谱仪得到弱线时， 须考虑仪器轮廓的 改正；若真轮廓比 仪器轮廓大 影响较 大。当用小色散光 谱仪得到弱线时， 须考虑仪器轮廓的 改正；若真轮廓比 仪器轮廓大34倍， 可不考虑。 倍， 可不考虑。 resolution of the spectra is = 60 000 with 4 pixels per spectral resolution element. spectrum of HD110621 (V = 9.92, Fe/H = -1:66) in the far red. Top panel: the spectrum before remova
13、l of the numerous telluric H2O lines which occur in this region. Bottom panel: the spectrum after division by that of the B-type star HR 5488 using the IRAF task telluric. The total integration time for a V = 11 mag star was about 60 min, split into three separate exposures so that cosmic ray hits c
14、ould be removed by comparison of the three spectra. Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) on the ESO Very Large Telescope (VLT UT2-耐氏焦点耐氏焦点). (2) 压力致宽压力致宽(碰撞致宽碰撞致宽) 恒星大气压力不同，受激原子与其它粒子碰撞的几 率也不同，所引起的能级变化也不同。 恒星大气压力不同，受激原子与其它粒子碰撞的几 率也不同，所引起的能级变化也不同。 4.8.3. 谱线的加宽机制谱线的加宽机制 (1) 谱线的自然宽度 根据测不准原
15、理，能级有一定的宽度，谱线 也会有一定的宽度 为能级宽度，为能级寿命 谱线的自然宽度 根据测不准原理，能级有一定的宽度，谱线 也会有一定的宽度 为能级宽度，为能级寿命 tc hcE = 2 )()( 2 12 Et (3) 微观多普勒致宽微观多普勒致宽 在恒星大气内原子的无序运动，可在恒星大气内原子的无序运动，可 能来自热运动和微湍动。根据麦克能来自热运动和微湍动。根据麦克 斯韦速度分布规律，在视向速度斯韦速度分布规律，在视向速度 (,+d)范围内参与运动的相对范围内参与运动的相对 原子数为原子数为 其中 ：原子热运动的最或然速度； ：湍动的最概然速度 其中 ：原子热运动的最或然速度； ：湍动
16、的最概然速度 R：气体常数；：原子量；：气体常数；：原子量；T：运动温度 微观多普勒致宽能改变谱线轮廓，也能增加谱线的等值宽度 ：运动温度 微观多普勒致宽能改变谱线轮廓，也能增加谱线的等值宽度 D d e n dn 2 0) ( 1 = 222 0 2 ttD RT +=+= 0 t (4) 宏观多普勒致宽宏观多普勒致宽 主要是恒星大气的宏观主要是恒星大气的宏观 湍流和恒星自转导致的谱湍流和恒星自转导致的谱 线致宽，致使总轮廓致宽线致宽，致使总轮廓致宽 (主要是线翼主要是线翼)，但不影响，但不影响 谱线的等值宽度。谱线的等值宽度。 (5) 磁致宽磁致宽 由磁场导致谱线的塞曼分裂由磁场导致谱线的塞曼分裂 由于塞曼分裂不
