Spektroskopi av Eta Carinae
Det har genom åren producerats mängder av fina bilder av Eta Carinae, i skiftande våglängdsområden
[se bilder]. Dessa har använts till att kartlägga strukturen och identifiera olika områden.
Men för att kunna få kvantitativ information används spektroskopi, dvs uppdelning av det utskickade ljuset i
dess olika våglängder, ett spektrum . Från detta kan vi studera hur gasen rör sig, bestämma temperatur och densitet i
olika områden, samt förekomsten av olika grundämnen. Spektret ger också information om olika strålningsprocesser
och även eventuell binaritet, dvs om centralstjärnan är dubbel.
Redan i slutet av 1800-talet togs de första spektrerna av Eta Carinae i våglängder av synligtljus. Det var i sådana
spektra som Merrill år 1928 bland annat identifierade de första 'förbjudna' linjerna i Eta Carinae. De uppstår bara i
tunna plasmor och observeras nästan aldrig i laboratoriet. De är mycket vanliga i nebulosor och ovärderliga för
att karaktärisera dessa. Eta har mer eller mindre kontinuerligt följts spektroskopiskt, och på 1990-talet upptäckte
Damineli från Brasilien en regelbunden variation i vissa spektrallinjer med en period på 5.54 år.
Ett kraftfullt bidrag till förståelsen av Eta Carinae är de stora mängder av Hubble-spektra som har observerats
under 15 år. Med sina höga rumsliga upplösning och breda våglängdsområde, som även inkluderar ultraviolett ljus,
har Hubble möjliggjort detaljerade studier (se nedan). Spektakulära strålningsprocesser såsom fluorescens och
naturlig LASER-strålning har kunnat studeras i detalj. Eta Carinaes omgivande gasmoln och deras sammansättning har också
observerats, vilket inte är möjligt i spektra i det synliga området. Optiska UVES, och
nu infraröda CRIRES, som är monterade på "Very Large Telescope" (VLT) i Chile
är högupplösande spektrografer som täcker det optiska respektive infraröda området och därmed förbättrar den spektrala informationen.
|
Principen för spektroskopi
|
|
|
|
|
Principen för en spektrograf. Ljuset från en stjärna (eller en laboratorie-lampa)
leds in genom en spalt. Ljuset fokuseras på ett gitter (eng: grating), som kan vara ett tunt metallskikt med lodräta,
tätt sittande ritsar. Vid detektorn samverkar ljuset från alla ritsarna så att olika färger fångas upp på olika delar
av detektorn. Detta kallas för ett spektrum
|
|
|
|
Spektroskopi med Hubbleteleskopet
Hubbleteleskopet (HST) har använts för att samla in en stor mängd spektra av Eta Carinae. Den höga
upplösningen hos HST och Etas utsträckning gör att spektra kan observeras från många olika delar av objektet.
Centralstjärnorna kan studeras separat från de kringliggande loberna, ekvatorsskivan, och man kan t.o.m. se speciella
gasbubblor som befinner sig endast några ljusdagar från centrum upplösta. I dessa bubblor pågår ovanliga atomära
processer, bl.a. naturlig LASER-strålning. Ett annat område av stort intresse är det sk Strontiumfilamentet beläget
i ekvatorskivan. Detta uppvisar underliga halter av många grundämnen. Eta uppvisar miljöer med densiteter, temperaturer
och strålning som inte kan produceras i laboratoriet. Med hjälp av spektra kan vi studera fysikaliska processer
och växelverkan mellan atomer och strålning i Eta som inte är möjligt att göra på jorden. Vi kan även använda
Eta som ett laboratorium för atomära data.
Eta Carinae har sin periodiska variation på 5.54 år. En kort tid under denna period, den 'spektroskopiska
händelsen' ändrar sig spektrumet hastigt, med en tidsskala på dagar. Tack vare täta observationer kan vi följa dessa
händelser i detalj. Variationen i strålningen gör att vi, likt ett laboratorieexperiment, kan studera atomernas
tidsberoende och respons på ändrade förhållanden. Med instrumentet STIS ombord på Hubble täcker vi våglängdsområdet
160-1000 nm, dvs hela det optiska och stora delar av det ultravioletta området.
|
|
|
|
|
Tvådimensionellt spektrum av Eta Carinae. Horisontell skala är våglängd,
och vertikal är rumsligt längs objektet. Jämför skissen på spektrografen ovan. Hela höjden motsvarar ca 5 bågsekunder och detta utsnitt täcker området 650-700 nm. Den starkaste linjen i vänsterkanten är från väte (H-alfa). I mitten av spektrumet, uppe i det mörka bandet syns linjer från ett gasområde i skivan.
|
|
|
|
|
|
Ett utsnitt av en rad i ovanstående bild ger spektrumet i en punkt. Horisontella skalan är fortfarande våglängd, medan vertikala skalan anger intensiteten.
|
|
|
