Weltraumastronomie

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Weltraumastronomie
Vermessung der Rotverschiebung des Quasars 3C273
Von Tobias Häusler, Marco Gosch und Jan Hattenbach
Inhaltsverzeichnis
1.
Projektbeschreibung ................................................................................................................... 1
2.
Versuchsaufbau ........................................................................................................................... 1
2.2
Star Analyser 100 ................................................................................................................. 2
2.3
ASI120MM ........................................................................................................................... 2
3.4
Programm RSpec (Realtime Spectroscopy) ......................................................................... 3
3.5.
Aufsuchkarte ........................................................................................................................... 5
4.
Auswertung ................................................................................................................................. 6
5.
Fazit ........................................................................................................................................... 10
Abbildungsverzeichnis ...........................................................................................................................
1.
Projektbeschreibung
Das Ziel des Projektes ist es die Rotverschiebung im Spektrum des Quasars 3C273 zu bestimmen, um
so auf seine Geschwindigkeit relativ zur Erde zu schließen.
Der Quasar 3C273 ist einer der hellsten einer ganzen Reihe „quasistellare Objekte“. Er war der Erste
seiner Art und wurde 1962 als stellares Objekt identifiziert. Damals war allerdings seine Natur noch
nicht bekannt. Erst 1963 wurde er spektrografisch untersucht und wie in diesemProjekt die
Rotverschiebung bestimmt. Zur großen Überraschung war 3C273 ungleich weiter entfernt als die
Sterne unserer Milchstraße und so nur noch „quasi“-stellar.
Der Quasar ist nicht nur im visuellen Bereich sehr hell sondern strahlt auch stark Gamma- und
Radiowellen ab. In hochaufgelösten Aufnahmen sind sogar die beiden Jets des aktiven Galaxienkerns
sichtbar. Im visuellen Bereich kann der Quasar mit ca. 13 mag Helligkeit schon in relativ kleinen
Amateurteleskopen beobachtet werden.
Quasar gehören zur Gruppe der AGN (active galactic nuclei) zu der die Blazare gehören.
Diese sind allerdings wesentlich leuchtschwächer. Die unglaubliche Leuchtkraft der AGN kommt
durch die Akreditierung von interstellarem Gas um das zentrale Schwarze Loch zustande. Das Gas
(bzw. die Materie) wird durch die starken Kräfte in der Nähe des Ereignishorizonts extrem aufgeheizt
und sendet dadurch große Mengen Strahlung aus.
Durch die große Entfernung erscheint uns ein Quasar sehr schwach. Tatsächlich ist die Leuchtkraft
aber billionenfach größer als die unserer Sonne.
2.
Versuchsaufbau
Optik
Regenbogen
Spektrum
Kamera
ASI120MM
Blazarlicht
Star Analyser 100
(Prisma)
Newton Teleskop
(200/1000)
Laptop mit RSpec
Zeiss Nachführung
Auswerteeinheit
Montierung
Abbildung 1: Versuchsaufbau zur Blazar Vermessung
Für die Vermessung des Quasar würde derselbe Versuchsaufbau verwendet wie bei der
Sternenspektren Vermessung. Allerdings würde die Kamera durch eine höher auflösende, bessere
Kamera ersetzt.
Für die Aufnahme wurden mehrere Bilder zu einem einzigen gemittelt.
Nach dem Auffinden des Quasar durch “Starhopping„ muss die Kamera in eine Position gedreht
werden, damit das aufgefächerte Spektrum nicht mit dem anderer Sterne in Konflikt kommt. (siehe
Capture-Bild)
Die kleinen weißen Punkte auf dem Bild sind keine Sterne. Es sind sogenannte Hotpixel, die
entstehen, da einige Pixel der Kamera auf Photonen sozusagen überreagieren. Je wärmer der Chip
und je länger die Belichtungszeit, desto mehr Hotpixel sind zu sehen.
Nach dem Finden des Richtigen Bildausschnitts wurde die Aufnahme gestartet. Es wurde dafür 35
mal 40s belichtet.
Das gestackte Summenbild wurde nun in RSpec eingelesen.
1
2.2
Star Analyser 100
Der StarAnalyzer 100 ist ein optisches Beugungsgitter mit 100 Linien pro mm.
Im Strahlengang zwischen Teleskopoptik und Kamera platziert, erzeugt es auf dem Kamerachip ein
Spektrum nullter und erster Ordnung. Bei wesentlich größeren Kamerachips sind auch höhere
Ordnungen sichtbar. Diese bleiben für unsere Auswertung jedoch unbeachtet.
An der nullten Ordnung kann so das aufgefächerte Spektrum erster Ordnung kalibriert werden.
Für die Hauptmaxima gilt:
Formel 1: Wellenlänge
= Wellenlänge,
= Gitterkonstante, hier 10µm
= Ablenkwinkel,
= Ordnung des Hauptmaximums (je höher die Ordnung, desto geringer die Intensität)
All diese Verfahren und Geräte sind notwendig, da die Objekte am Nachthimmel, besonders der
Quasar, sehr dunkel sind. Durch ein Teleskop wird die Lichtsammelfläche vertausendfacht um die
schwachen Punkte sichtbar zu machen. Zusätzlich kostet auch das Beugungsgitter einiges an Licht.
Abbildung 2: Montierter Staranalyser 100 [E]
2.3
ASI120MM
Für die Aufnahme des Quasars wurde eine andere Kamera Benutzt. Die ASI 120MM ist noch etwas
empfindlicher als die DMK und hat eine etwas höhere Auflösung (1280x960). Daraus resultiert ein
größeres Gesichtsfeld, welches das Auffinden des Quasars erleichtert. Zusätzlich macht sie eine
spezielle Funktion der Astronomiekameras besonders interessant, das sogenannte Binning. Diese
Funktion erlaubt es, mehrere Kamerapixel zu einem Einzigen zusammenzufassen und so durch
Verlust von Auflösung die Empfindlichkeit noch einmal drastisch zu steigern. Im Fall der ASI können
jeweils 2x2 Pixel gebinnt werden, was eine 4-fache Empfindlichkeit bei einer Auflösung von 640x480
Pixeln ergibt.
Abbildung 3: ASI120MM Kamera [Hersteller Kamera]
2
3.4
Programm RSpec (Realtime Spectroscopy)
Das Programm wurde von Tom Field und speziell auf dem Star-Analyzer erstellt.
So kann z.B. Anhand des Spektrums 0ter Ordnung eine komplette Messkurve ausgerichtet werden.
Das Programm kann Einzelbilder, Videoaufnahmen sowie ein Livebild der Kamera verarbeiten.
Für die Aufnahme der Sternspektren wurde dabei die Funktion des Livebild benutzt. Der Vorteil
besteht darin, dass nicht für jeden Stern ein Video im Rohformat abgespeichert werden muss
welches ca 3-4 GB pro Stern belegen würde.
Zuerst wird eine gute Stelle der Messung gesucht. Diese erkennt man an einem möglichst hohen
Ausschlag der Kurve an der Stelle der 0ten Ordnung. Hier ist auch die Nullstelle der Kurve. Um sie im
richtigen Maßstab abzubilden wird nun eine bekannte Absorbtionslinie (z.B. der Balmer-Serie)
ausgewählt. Danach ist die komplette Kurve an der Wellenlänge ausgerichtet.
Da jetzt das Verhältnis Pixel zu Wellenlänge bekannt ist (z.B. 1,5p/nm) kann jedes weitere Spektrum,
welches mit der gleichen Konfiguration der Instrumente gewonnen ist allein am Nullpunkt
ausgerichtet werden. Nur so ist es möglich eine Verschiebung der Absorbtionslinien/Emissionslinien
sichtbar zu machen.
Abbildung 4: RSpec Benutzeroberfläche mit Quasarspektrum [E]
3
Eines der ursprünglich aufgenommenen Bilder sah dabei wie folgendes Bild aus.
Abbildung 5: Rohaufnahme des Quasar
Mittels Stacking der einzelnen Bilder kann das Bild auf folgendes verbessert werden
Abbildung 6: Gestackte Aufnahme des Quasar
Mit dieser gestackten Aufnahme sind nun Emissionslinien in RSpec deutlich sichtbar
4
3.5.
Aufsuchkarte
Abbildung 7: Abbildung von 12.9 (Kreis in der Mitte) [ES]
Nr
Bezeichnung
Name
1
3C273
-
Helligkeit [mag]
Typ
Jungfrau (Virgo)
Quasar Sy1
12.9
Rektaszension
Deklination
12 29 07
02 05 25
Tabelle 1: Vermessener Quasar
5
Datum
Zeit
04.06.2013 01:32
4.
Auswertung
Abbildung 8: Spektrum des Quasar (Quasarspektrum Rot, Referenzspektrum Blau) [ER]
6
Abbildung 9: Detailaufnahme der HBeta Linie (Quasarspektrum Rot, Referenzspektrum Blau) [ER]
7
Als Referenzspektrum (blau) wurde der Stern Mizar (Zeta Uma) gewählt. Die starken Peaks in der
Spektrum Messung sind „Hot Pixel“ welche mitgemessen wurden.
Zu erkennen ist bei dem Quasar deutlich eine Hβ Emissionslinie bei 563 nm.
Erwartet wurde die Hβ Linie bei 486,1nm, gefunden haben wir die Hβ(q) Linie allerdings bei 563nm.
Die Rotverschiebung ergibt sich also zu
[
]
Formel 2: Rotverschiebung Quasar
(
Die Abweichung ergibt sich aus der Messgenauigkeit welche bei
Die Messgenauigkeit
liegt also bei Daraus ergibt sich nach den Formeln 12-16:
Relativgeschwindigkeit
Formel 3: Relativgeschwindigkeit II
Nach dem Einstein de Sitter Model ergibt sich:
Emissionszeit:
( )
(
)
(
)
Formel 4: Emissionszeit
Rückschauzeit:
(
)
(
)
(
)
(
Formel 5: Rückschauzeit
8
)
) liegt.
Emissionsdistanz:
(
)
(
)
(
)
(
)
Formel 6: Emissionsdistanz
Heutige (proper) Distanz:
( )
(
(
√
)
)
√
Formel 7: Heutige Distanz
Leuchtkraftentfernung
(
) (
(
√
) (
)
)
√
Formel 8: Leuchtkraftentfernung
Aus genaueren Messungen aus der Literatur (NASA/IPAC)1 wissen wir das der Quasar eine
Rotverschiebung von
haben soll. Der Fehler unserer Rotverschiebungsmessung ergibt sich also zu
(
1
)
2
www.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?objname=3C+273&extend=no , Aufruf am 22.05.2013
Nach der Planck Mission: Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (20 March 2013). "Planck 2013
results. I. Overview of products and scientific results". Astronomy & Astrophysics (submitted). arXiv:1303.5062.
2
9
5.
Fazit
Das Schwierigste an der Durchführung war das Auffinden über Starhopping und die eigentliche
Aufnahme des Quasars. Wichtig ist das sowohl die Umgebungsbedingungen stimmen, als auch das
geeignete Equipment vorhanden ist. Für zukünftige Messungen empfehlen wir eine robotische
Montierung, mit der solche doch relativ dunklen Objekte einfacher aufzufinden sind.
Die von und gemessene Rotverschiebung hat eine Abweichung von
gegenüber der der NASA. Dieser Fehler könnte sich durch ein besseres Gitter (Star Analyser) noch
weiter verringern lassen. Das Problem ist das unser Gitter zu niedrig auflösend war.
Gleichzeitig sollte die Messung an einem Ort mit besserem Seeing (ruhigere Luft) wiederholt werden.
10
Abbildungsverzeichnis
-
[E] Eigene Produzierte Abbildungen oder Bilder
[ES] Programm Easy Sky
[ER] Eigenproduktion mittels RSpec
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