die bestimmung von radialgeschwindigkeiten ein erfahrungsbericht von roland bücke, hamburg
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Die Bestimmung von Die Bestimmung von RadialgeschwindigkeitenRadialgeschwindigkeiten
ein Erfahrungsbericht
von
Roland Bücke, Hamburg
Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten mit Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten mit Dobsonteleskopen und Dobsonteleskopen und Ankopplung des Spektrographen via LichtleiterAnkopplung des Spektrographen via Lichtleiter
Die stabile Ausführung und die Einkopplung über einen Lichtleiter sind
gute Voraussetzungen für die Messung von Radialgeschwindigkeiten.
Dopplerverschiebung von Spektrallinien:Dopplerverschiebung von Spektrallinien:
Die Dopplerverschiebung ist sehr klein, die erforderliche Messgenauigkeit entsprechend hoch.
Was ist die Radialgeschwindigkeit ?Was ist die Radialgeschwindigkeit ?
Wie wird die Radialgeschwindigkeit gemessen?Wie wird die Radialgeschwindigkeit gemessen?
Raumbewegung
Eigenbew
egung
Radialgeschwindigkeit
ΔλΔλ = = λλ00 v vRR / c / c
Polaris
• Pulsationsveränderlicher
vom Typ δ Cephei
• Spektralklasse F
• Periode (aktuell): 3.96 Tage
• Amplitude (akt.): ± 0.9 km/s
Simulation der Dopplerverschiebung der Spektrallinien von Polaris.
Die Doppler-verschiebung, die von der Erdbewegung um die Sonne verursacht wird, überlagert die Pulsation um etwa das Zehnfache.
Auflösung
Pixel
Simulation der Dopplerverschiebung ohne den Einfluss der Erdbewegung.
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
Nachführfehler haben keine Auswirkung
(nur Lichtverluste)
• von der Nachführung unabhängige, homogene Lichtverteilung über die Faserendfläche.
„klassischer“ Spalt
• von der Nachführung abhängige, inhomogene Lichtverteilung im Spalt
Nachführfehler haben Auswirkungen auf die Linienposition
• gleiche Einkopplung des Kalibrierspektrums
• 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
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
1.2
5800 5900 6000 6100 6200 6300 6400 6500 6600 6700 6800
Wellenlänge [Ang.]
-11
-10
-9
-8
-7
-6
20:31 20:38 20:45 20:52 21:00 21:07 21:14 21:21 21:28
Zeit
RV
[km
/s]
-11
-10
-9
-8
-7
-6
20:31 20:38 20:45 20:52 21:00 21:07 21:14 21:21 21:28
Zeit
RV
[km
/s]
-11
-10
-9
-8
-7
-6
20:31 20:38 20:45 20:52 21:00 21:07 21:14 21:21 21:28
Zeit
RV
[km
/s]
Beobachtungstechnik
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
BeobachtungstechnikZeitlicher 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
RohaufnahmenRohspektrumFlatfieldDunkelstrometc.
ErkenntnisgewinnPeriodenbestimmung von OszillationenBahnparameter von DoppelsternenZeitliche Variationenetc.
DatenreduktionBildverarbeitungNormierungKalibration
Bestimmung der DopplerverschiebungBerechnung der RV-Werteheliozentrische Korrektur
Gaußfit Kreuz-korrelation
2-dim. Kreuz-korrelation
…
pulsierende Sterne
Doppelsterne
Doppelsternezwei Spektren
Auswertungvon Zeitserien
Perioden-bestimmung
Bahnparameter
DeemingLomb-ScargleKorrekturverfahren(z.B. Vergleichssterne)
pulsierende Sterne
Doppelsterne
Solver
Doppelsterne
Statistische Methoden-Fehlerrechnung-Ausreißertestsetc.
Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)
0
500
1000
1500
2000
2500
3000
3500
4000
4500
0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
Pixel
Inte
nsi
tät
y = 0.5707x + 5719.8
5800
5900
6000
6100
6200
6300
6400
6500
6600
6700
6800
0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
Pixel
Wel
len
län
ge
[An
g.]
Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)
-100
-50
0
50
100
150
0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
Pixel
Rad
ialg
esch
win
dig
keit
[km
/s]
y = 0.57x + 5719.85
-100
-50
0
50
100
150
0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
Pixel
Rad
ialg
esch
win
dig
keit
[km
/s]
y = 0.57x + 5719.85
y = -6.1E-06x2 + 5.8E-01x + 5.7E+03
-100
-50
0
50
100
150
0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000
Pixel
Rad
ialg
esch
win
dig
keit
[km
/s]
y = 0.57x + 5719.85
y = -6.1E-06x2 + 5.8E-01x + 5.7E+03
y = -5.5E-09x3 + 1.0E-05x2 + 5.7E-01x + 5.7E+03
Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)Verbesserung der Kalibriergenauigkeit durch die Anwendung von Polynomen höheren Grades.
Bestimmung der DopplerverschiebungBestimmung 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 Dopplerverschiebungüber 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,
weitere Erhöhung der Messgenauigkeit
(Erreichen der 0,1 km/s Marke?)
Weiterentwicklung der Software „SpecRaVE“,
Gemeinschaftsprojekt mit der FG Computerastronomie,
Mitarbeit ist ausdrücklich erwünscht !
Mr. Miroshnichenko has published observation data of radial velocity variations in 2002.
I’ve “tried to control” this results
Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie
von γ Cassiopeia
Messwerte
-20
-15
-10
-5
0
2453950 2454050 2454150 2454250 2454350 2454450 2454550
JD
RV
[km
/s]
Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie
von γ Cassiopeia
Messwerte mit angefitteter Sinusfunktion Die Residuen zeigen eine Drift im Beobachtungszeitraum
Kurvenanpassung nach Korrektur der langsamen Drift Phasendiagramm
Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie
von γ Cassiopeia
Harmanec et.al. 1993-2000
Miroshnichenko et.al.1997-2002
Eigene Messungenab 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
Anzahl Spektren 272 162 57