precyzyjna astrometria (ccd) układów podwójnych
DESCRIPTION
Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych. Krzysztof Hełminiak. Sposób na poszukiwanie planet?. współpraca: dr hab. Maciej Konacki (CAMK Toruń) dr hab. Krzysztof Goździewski (CA UMK). Plan wystąpienia. ...o astrometrii ...o tym, dlaczego wokół podwójnych - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych
współpraca:
dr hab. Maciej Konacki (CAMK Toruń)
dr hab. Krzysztof Goździewski (CA UMK)
Sposób na poszukiwanie planet?
Krzysztof Hełminiak
Plan wystąpienia
...o astrometrii ...o tym, dlaczego wokół podwójnych ...o obserwacjach i zebranych danych ...o optyce adaptywnej ...o efektach, które trzeba uwzględnić ...o wynikach
Metoda astrometryczna
Ograniczenie na masę i rozmiar orbity:
a MP >d MS
Pojedyncze / podwójne
Mniejsza skala as/pix Mniejsze pole mniejsza dystorsja, wpływ refrakcji... Nie trzeba uwzględniać ruchów własnych i paralaksy Trzeba uwzględnić ruch orbitalny gwiazd Trzecia gwiazda (albo RV) potrzebna do dokładnego określenia
przynależności i parametrów ew. planety
Dlaczego w podwójnych?
Znaczny procent gwiazd znajduje się w układach podwójnych lub wielokrotnych
Na 215 znanych planet pozasłonecznych tylko ok. 30 znajduje się w układach podwójnych/wielokrotnych
Powstawanie i ewolucja planet w układach podwójnych wydają się być o wiele ciekawsze
Dlaczego tak mało? Przeważnie w układach rozległych. Drugi
składnik układu odkrywany znacznie później.
„Klasyczna” metoda dopplerowska słabo sobie radzi w przypadku układów spektroskopowo podwójnych.
Nie było przeglądów RV nastawionych na układy podwójne.
Inne metody są, jak do tej pory, niedostatecznie czułe lub mniej efektywne.
Cele: Sprawdzenie, czy astrometria CCD układów wizualnie
podwójnych i wielokrotnych za pomocą optyki adaptywnej może być narzędziem do poszukiwania planet w tych obiektach.
Wyznaczenie precyzji pomiarów poprzez określenie wpływu i zredukowanie efektów systematycznych i uzyskanie losowego rozrzutu pomiarów (statystyka gaussowska).
Określenie wymagań potrzebnych do przeprowadzenia dokładnych pomiarów.
Obserwacje 11 nocy w czasie od października 2001 do listopada 2002 12 obiektów obserwowanych teleskopem Hale’a + PHARO
(Mt. Palomar): GJ195, GJ352, GJ458, GJ507, GJ661, GJ767, GJ860, GJ873, GJ9071, MWC1080, NGC1039, NGC6871
3 obiekty obserwowane teleskopem Keck II + NIRC2 (Mauna Kea): GJ300, GJ569, 56Per
Bliska podczerwień (J, K) + AO Dithering + rotacja pola (Keck II) Skale: 39.91, 25.10 (Hale); 39.686 i 9.942 mas/pix (Keck II) BRAK OBSERWACJI KALIBRACYJNYCH
Dane Ok. 30 000 obrazów CCD Standardowa redukcja CCD pakietem IRAF Wyznaczenie centroidu i dopasowanie gaussoidy
eliptycznej:
Sprawdzenie wpływu efektów systematycznych przy użyciu wariancji Allana
2
2
2
2
22 yyxx
yyxxAyxGe
exp),(
0xxx 0yyy
Optyka Adaptywna (AO)
Jakość korekcji AO
GJ 352
100 146
Pole widzenia
Gdy obraz gwiazdy pada głównie na jeden piksel matrycy, poprawne wyznaczenie położenia z dużą dokładnością jest w zasadzie niemożliwe.
GJ 300
Zmienność czynnika skali w obrębie matrycy (Hale)
Separacja między składnikami była różna w zależności od ich położenia na obrazie...
GJ 458
...ale nawet przy podobnym położeniu gwiazd na matrycy różnice są spore.
GJ 661
Dotyczy matrycy a nie optyki. Głównie w osi X; w Y występują, ale są dużo
mniejsze. Skala ~2 pix (~50 mas) W większości przypadków daje się
dopasować płaszczyznę:
x = Ax + By + C Po odjęciu płaszczyzny dostajemy prawie
losowy rozrzut pomiarów, wokół jednej stałej wartości.
GJ 195
Wariancja Allana
Dla jednej gwiazdy:
Refrakcja chromatyczna
Objawia się już przy prowadzeniu:
Teleskop prowadzi na obrazie w paśmie widzialnym. Same obserwacje są prowadzone w podczerwieni.
NGC 6871
Efekt: pozorne zmniejszenie separacji między składnikami
Przykładowe wyniki:
Lepiej obserwować ciasne układy wysoko nad horyzontem w wysokiej temperaturze i przy niskim ciśnieniu.
Znane orbityGJ 195, GJ 352, GJ 569B, GJ 661, GJ 860
GJ 195 GJ 352
GJ 569 B GJ 661
GJ 860
Limity wykrywalności
TeleskopLimit *B
[AU MJ ]
Masa *B
[MSUN ]
Limit *A
[AU MJ ]
Masa *A
[MSUN ]Odległość
[pc]
min
[mas]Gwiazda
a MP >d MS
Potencjalnie MOŻLIWE jest wykrycie planet tą metodą
Inne ciekawe wyniki
Pomiędzy 22.08 a 13.11.02 matryca kamery PHARO teleskopu Hale’a obróciła się o ~0º.64
Pomiary jasności w IR składników układów: 56 Per B, GJ 860, GJ 873 B i GJ 300 B
Słabe obiekty w polach GJ 300 i MWC 1080
Układ Jasność A Jasność B
56 Per B 6.68 ± 0.03 6.98 ± 0.10
GJ 300 B 13.39 ± 0.56 14.44 ± 0.54
GJ 860 5.154 ± 0.016 6.110 ± 0.016
GJ 873 B 11.223 ± 0.004 11.283 ± 0.004
Pomiary w paśmie K, kalibracja oparta o przegląd 2MASS
Podsumowanie Prawdopodobnie najdokładniejsze pomiary
astrometryczne dla wielu z badanych układów Potencjalnie możliwe jest wykrycie planet Optyka adaptywna musi działać bez zarzutu Wymagane jest poprawne określenie
zmienności czynnika skali w obrębie matrycy Wymagana jest dobra znajomość warunków
atmosferycznych, aby poprawnie określić wpływ refrakcji
Im więcej pojedynczych obrazów, tym lepiej Lepsze wyniki dostaje się przy pomiarach
gwiazd o podobnej różnicy jasności i w małych polach
KONIEC
DZIĘKUJĘ ZAUWAGĘ