prezentace - Astronomický ústav UK

Spektroskopie meteorů
Jiří Borovička
Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.
Ondřejov
[email protected]
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+
Mg
N2
Ca Fe
3500
4000
4500
Wavelength [A]
Si +
5000 5500
6500
Spektrum jasné Perseidy
• emisní čáry meteorických par
• neutrální (Na, Mg, Fe, Ca) i ionizované
prvky (Ca+, Mg+, Si+)
• molekulární pásy atmosférického N2
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
O
Na
N
O
O
Fe
Ca
N
O[O]
Fe
O
N2
N2
N2
N
kontinuum
400
500
600
700
Vlnová délka [nm]
800
900
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 tvoří většinu
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, Nj
Efektivní průřez meteoru, P
Konstanta útlumu, 
Určení chemického složení
1. Odhad elektronové hustoty
2. Sahova rovnice (T, ne) 
výpočet stupně ionizace
3. Přepočet zastoupení prvků neutrálních
prvků na celkové zastoupení
Odhad elektronové hustoty
Celkový počet atomů Fe
1E+23
Number of Fe atoms
EN 270200
1E+22
light curve
F
1E+21
2.00
2.20
2.40
Time [s]
2.60
2.80
Teplota
5000
Temperature [K]
EN 270200
4500
4000
light curve
F
3500
2.00
2.20
2.40
Time [s]
2.60
2.80
Elektronová hustota
1E+14
Electron density [cm-3]
EN 270200
1E+13
1E+12
light curve
F
1E+11
2.00
2.20
2.40
Time [s]
2.60
2.80
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
Dvě složky
Bolid z roje Perseid
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
HI
Si II and H I lines
Si II
OI
Si II and H I lines
NI
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
Log (ratio to CI abundance)
normalized to Mg
2.0
1.0
Halley type comets
Asteroidal
Jupiter family comets
Geminids
Comet Halley dust
LL-chondrites
0.0
-1.0
-2.0
Al
Ti
Ca
Ni Fe Si Cr Mn
--> increasing volatility
Na
H
Problémy
• Složení zářících par nemusí odpovídat
složení meteoroidu
• Důvody
– Tvorba molekul
– Differenciální ablace / neúplné odpařování
Poměrná část prvků v molekulách
Fraction in molecular and solid form
(teoretický výpočet)
1
0.8
0.6
Mg
0.4
Fe
Ca
Cr
Al
Ti
Si
Mn
0.2
Na
Ni
Co
0
2000
p = 0.05 bar
(h = 21 km)
3000
Temperature [K]
4000
5000
Berezhnoy & Borovička (2010)
Složení plynu – kovy (teoretický výpočet)
poměr vzduchu a par 30:1
Mg
Molar fraction
1E-3
Fe
Bolide
phase
MgO
Cooling
phase
Fe
SiO2
Mg+
SiO
Fe+
FeO
Si+
AlO
Na
Si
Ca
Al
Na+
Al+
Ca+
1E-4
CaO
NaOH
1E-5
1000
p = 0.001 bar
(h = 50 km)
2000
3000
Temperature [K]
4000
5000
Berezhnoy & Borovička (2010)
Postup ablace (teoretický výpočet)
1
Na
O2
Mg
SiO
Al
0.1
Molar fraction
O
Ca
Fe
FeO
MgO
1E-2
SiO2
K
1E-3
NaO
Ca
K+
AlO
CaO TiO2
1E-4
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
Různé meteor
od meteoru,
i v rámci
jednoho roje
Intensity
SZ 302
SZ 1252
Mg 518 nm
Na 589 nm
O 777 nm (1/5)
130
120
110
Height [km]
100
90
Leonidy
Extrémní případ
Line intensity
SZ 263
Mg
Na
130
120
110
100
Height [km]
Leonida
Dvě fáze rozpadu
1000
Line intensity
SZ 2448
100
10
Mg (2)
Na
Na (1)
Fe
Fe (15)
Mg
1
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)
EN 270200
Mg
1E+0
Element/Fe ratio
Na
1E-1
1E-2
Cr
1E-3
Ca
Al
1E-4
2.00
2.20
2.40
Time [s]
spike
2.60
2.80
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
Fe I - 15
Theoretické jasnosti
čar pro chondritické
složení
we
5550
45
55 50 45
45
45
45
45
40
40
50 50 45
40
40
55
45
50
50
5045 45
50
50
5550 55
45
50
55
55
55
55
55
temperature
(100 K)
Mg
ak
N
a
ak
we
chondritic line
strong Fe
40
40
40
40
35
40
40
40
35
35
35
35
35
3535
35
35
35
strong Mg
Mg I - 2
weak Fe
strong Na
Na I - 1
Spektrální typy sporadických meteoroidů
Fe I - 15
Mainstream
Normal
Na poor
Fe poor
Enhanced Na
Other
Irons
40
30
20
15
Na free
Na rich
Mg I - 2
Na I - 1
Poměr Na/Mg závisí na rychlosti meteoru
1.0
Na/ Mg (log)
0.5
0.0
-0.5
-1.0
10
20
30
40
50
Speed [km/ s]
60
70
.
Orbitální rozložení
1000
Spectrum type
normal
Enhanced Na
Fe poor
Na poor
Aphelion [AU]
100
Na free
Irons
10
1
0.01
0.10
1.00
Perihelion [AU]
10.00
Mechanická pevnost
Beginning height [km]
130
120
110
100
90
80
70
0
10
20
30
40
50
Speed [km/ s]
60
70
80
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
Mg I - 2
30
20
15
Na I - 1
Rozdíly v obsahu Na v Geminidách jsou reálné
5000
Signal
SZ 2296
integrated
10000
0
SZ 2334
integrated
Na
5000
0
4000
5000
6000
Wavelength [Å]
7000
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
-2
100
Meteor 3136
light curve
-1
Mg
Na
1
10
2
early erosion
(loosely bound grains)
1
late erosion
(densely packed grains)
3
4
5
0.0
0.4
0.8
Time [s]
1.2
Meteor magnitude
Line intensity (a.u.)
0
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 (~109 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, C2, CH nejisté (CN/Fe < 0.03 v
Leonidách)
• OH detekován v Leonidách a jejich stopách
(UV a IR)