Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten (R. Bücke)
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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
