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
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Die Bestimmung von RadialgeschwindigkeitenDie Bestimmung von Radialgeschwindigkeitenmit Dobsonteleskopenmit Dobsonteleskopen
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Die stabile Ausführung und die Einkopplung über einen Lichtleiter sind gute Voraussetzungen für die Messung von Radialgeschwindigkeiten.
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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
Eigenbewegung
Radialgeschwindigkeit
ΔλΔλ = = λλ00 v vRR / c / c
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Polaris
• Pulsationsveränderlicher
vom Typ δ Cephei
• Spektralklasse F
• Periode (aktuell): 3.96 Tage
• Amplitude (akt.): ± 0.9 km/s
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Dopplerverschiebung der Hα-Linie, hervorgerufen durch Erdbewegung und Pulsation
(Animation durch Mouseklick starten)
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AuflösungPixel
Dopplerverschiebung der Hα-Linie, nach Abzug der Erdebwegung
(Animation durch Mouseklick starten).
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Die Anwendung eines Lichtleiters ermöglicht genaue Radialgeschwindigkeitsmessungen auch mit Spektrographen geringer Auflösung.
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Eigene praktische Erfahrungen auf dem Gebiet der Radialgeschwindigkeitsmessung
Technische Ausstattung
Beobachtungstechnik
Datenreduktion und Auswertung
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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“
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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
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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.]
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-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 [k
m/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 [k
m/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 [k
m/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
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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
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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.
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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
nsitä
t
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Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)
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
lenl
änge
[Ang
.]
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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
Radi
alge
schw
indi
gkei
t [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
Radi
alge
schw
indi
gkei
t [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
Radi
alge
schw
indi
gkei
t [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
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Bestimmung der DopplerverschiebungBestimmung der Wellenlängen einzelner Linien durch Gaußfit:
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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)
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Bestimmung der Dopplerverschiebungüber das gesamte Spektrum oder über Spektrenausschnitte mittels Kreuzkorrelation:
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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 !
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Mr. Miroshnichenko has published observation data of radial velocity variations in 2002.
I’ve “tried to control” this results
Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linievon γ Cassiopeia
Messwerte
-20
-15
-10
-5
0
2453950 2454050 2454150 2454250 2454350 2454450 2454550
JD
RV [k
m/s
]
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Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linievon γ Cassiopeia
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Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linievon 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
Anzahl Spektren 272 162 57