Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten (R. Bücke)

Die Bestimmung von
Radialgeschwindigkeiten
ein Erfahrungsbericht
von
Roland Bücke, Hamburg
Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten
mit Dobsonteleskopen
Die stabile Ausführung und die Einkopplung über einen Lichtleiter sind
gute Voraussetzungen für die Messung von Radialgeschwindigkeiten.
Was ist die Radialgeschwindigkeit ?
Wie wird die Radialgeschwindigkeit gemessen?
Dopplerverschiebung von Spektrallinien:
Δλ = λ0 vR / c
Die Dopplerverschiebung ist sehr klein, die
erforderliche Messgenauigkeit entsprechend hoch.
Polaris
• Pulsationsveränderlicher
vom Typ δ Cephei
• Spektralklasse F
• Periode (aktuell): 3.96 Tage
• Amplitude (akt.): ± 0.9 km/s
Dopplerverschiebung der Hα-Linie, hervorgerufen durch Erdbewegung
und Pulsation
(Animation durch Mouseklick starten)
Pixel
Auflösung
Dopplerverschiebung der Hα-Linie, nach Abzug der Erdebwegung
(Animation durch Mouseklick starten).
Die Anwendung eines Lichtleiters
ermöglicht genaue
Radialgeschwindigkeitsmessungen
auch mit Spektrographen geringer
Auflösung.
Eigene praktische Erfahrungen auf dem
Gebiet der Radialgeschwindigkeitsmessung
Technische Ausstattung
Beobachtungstechnik
Datenreduktion und Auswertung
Vorteile der Lichtleiteranwendung
 Kein Streulicht
kein nachweisbarer Einfluss von hellen künstlichen
Lichtquellen und Vollmond.
 Himmelshintergrund wird völlig ausgeblendet
 Die Teleskopnachführung hat keinen Einfluss auf die
Messgenauigkeit
Das Teleskop dient nur „zum Sammeln von möglichst viel Licht“
Der Lichtleiter als Eintrittsspalt des Spektrographen:
lichtführende Faser
• von der Nachführung unabhängige,
homogene Lichtverteilung über die
Faserendfläche.
Nachführfehler haben
keine Auswirkung
(nur Lichtverluste)
• gleiche Einkopplung des
Kalibrierspektrums
„klassischer“ Spalt
• von der Nachführung abhängige,
inhomogene Lichtverteilung im
Spalt
Nachführfehler haben
Auswirkungen auf die
Linienposition
• andere Lichtverteilung des
Kalibrierspektrums
Spektrograph
 hohe mechanische Stabilität, Metallausführung, feststehendes Gitter
 Spaltspektrograph, gegeben durch Lichtleitereinkopplung
 CCD-Kamera mit Zeilensensor 1 x 2048 Pixel (14 x 200µm), Eigenbau
exakte Ausrichtung des Spektralfadens auf eine Pixelreihe
keine Bildverarbeitung notwendig
 Kalibrierung mit künstlicher Lichtquelle, Neonglimmlampe
 feststehender Spektralbereich, auf Neonspektrum abgestimmt
1.2
1
0.8
0.6
0.4
0.2
0
5800
5900
6000
6100
6200
6300
Wellenlänge [Ang.]
6400
6500
6600
6700
6800
Beobachtungstechnik
-6
RV [km/s]
-7
-8
-9
-10
-11
20:31
20:38
20:45
20:52
21:00
21:07
21:14
21:21
21:28
Zeit
12 Aufnahmen mit jeweils 200s Belichtungszeit addiert
1 Neonaufnahme zur Kalibrierung:
RV = -8,9 km/s
Jede Aufnahme mit Neonaufnahme kalibriert:
RV = -7,4 km/s
Beobachtungstechnik
Zeitlicher Ablauf einer Beobachtung:
Temperierung (ca. 30 Minuten)
Neonspektrum (10 x 0,1s)
1. Sternspektrum (40s bis 300s)
Neonspektrum (10 x 0,1s)
2. Sternspektrum (40s bis 300s)
Neonspektrum (10 x 0,1s)
…
…
n. Sternspektrum (40s bis 300s)
Neonspektrum (10 x 0,1s)
Dunkelstromaufnahme
Flatfield
Rohaufnahmen
Rohspektrum
Flatfield
Dunkelstrom
etc.
Datenreduktion
Bildverarbeitung
Normierung
Kalibration
Bestimmung der
Dopplerverschiebung
Auswertung
von Zeitserien
Periodenbestimmung
Berechnung der RV-Werte
heliozentrische Korrektur
Gaußfit
Kreuz2-dim. Kreuzkorrelation korrelation
pulsierende
Sterne
…
Doppelsterne
zwei Spektren
Bahnparameter
Deeming
Solver
Lomb-Scargle
Korrekturverfahren
(z.B. Vergleichssterne)
pulsierende Sterne
Doppelsterne
Doppelsterne
Doppelsterne
Statistische Methoden
-Fehlerrechnung
-Ausreißertests
etc.
Erkenntnisgewinn
Periodenbestimmung von Oszillationen
Bahnparameter von Doppelsternen
Zeitliche Variationen
etc.
Kalibrierung der Spektren mit künstlicher
Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)
4500
4000
3500
Intensität
3000
2500
2000
1500
1000
500
0
0
200
400
600
800
1000
Pixel
1200
1400
1600
1800
2000
Kalibrierung der Spektren mit künstlicher
Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)
6800
6700
Wellenlänge [Ang.]
6600
6500
y = 0.5707x + 5719.8
6400
6300
6200
6100
6000
5900
5800
0
200
400
600
800
1000
Pixel
1200
1400
1600
1800
2000
Kalibrierung der Spektren mit künstlicher
Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)
150
Radialgeschwindigkeit [km/s]
[km/s]
Radialgeschwindigkeit
y = 0.57x + 5719.85
y = 0.57x + 5719.85
y = -6.1E-06x2 + 5.8E-01x + 5.7E+03
100
y = -5.5E-09x3 + 1.0E-05x2 + 5.7E-01x + 5.7E+03
50
0
-50
-100
0
200
400
600
800
1000
Pixel
1200
1400
1600
1800
2000
Bestimmung der Dopplerverschiebung
Bestimmung der Wellenlängen einzelner Linien durch Gaußfit:
Auswertung einer Messwerttabelle
 mit der Zahl der Linien steigt die Genauigkeit der Messung.
 Auswahl geeigneter Spektrallinien, Zeitserien immer mit den gleichen Linien
auswerten!
 Erkennung und Entfernen von Ausreißern mittels eines statistischen Testverfahrens.
 Berechnung der Unsicherheit der Messung (Standardabweichung des Mittelwertes)
Bestimmung der Dopplerverschiebung
über das gesamte Spektrum oder über Spektrenausschnitte mittels
Kreuzkorrelation:
Ausblick
 Selbstbau eines 18“ Dobson und Verbesserung der Nachführung,
damit die 8 bis 10 fache Lichtmenge wie bisher
 Temperierung und ortsfeste Aufstellung des Spektrographen,
weitere Erhöhung der Messgenauigkeit
(Erreichen der 0,1 km/s Marke?)
 Weiterentwicklung der Software „SpecRaVE“,
Gemeinschaftsprojekt mit der FG Computerastronomie,
Mitarbeit ist ausdrücklich erwünscht !
Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie
von γ Cassiopeia
Mr. Miroshnichenko has published observation data of radial velocity variations
in 2002.
I’ve “tried to control” this results
Messwerte
RV [km/s]
0
-5
-10
-15
-20
2453950
2454050
2454150
2454250
JD
2454350
2454450
2454550
Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie
von γ Cassiopeia
Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie
von γ Cassiopeia
Harmanec et.al.
1993-2000
Miroshnichenko et.al.
1997-2002
ab 2006
P [Tage]
203.59 +/-0.29
205.50 +/-0.38
203.0
e
0.26
0.00
0.07
ω [°]
47.9 +/-8.0
…
45
K1 [km/s]
4.68 +/-0.25
3.80 +/-0.12
4.22
rms [km/s]
1.455
0.936
0.786
162
57
Anzahl Spektren 272