1 / 35

Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych

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

seoras
Download Presentation

Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych Krzysztof Hełminiak Sposób na poszukiwanie planet? współpraca: dr hab. Maciej Konacki (CAMK Toruń) dr hab. Krzysztof Goździewski (CA UMK)

  2. Plan wystąpienia • ...o astrometrii • ...o tym, dlaczego wokół podwójnych • ...o obserwacjach i zebranych danych • ...o optyce adaptywnej • ...o efektach, które trzeba uwzględnić • ...o wynikach

  3. Metoda astrometryczna Ograniczenie na masę i rozmiar orbity: Q  3s: a MP > 3s d MS

  4. 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

  5. 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

  6. 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.

  7. 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.

  8. 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

  9. 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

  10. Optyka Adaptywna (AO)

  11. Jakość korekcji AO GJ 352 146 100

  12. Pole widzenia GJ 300 Gdy obraz gwiazdy pada głównie na jeden piksel matrycy, poprawne wyznaczenie położenia z dużą dokładnością jest w zasadzie niemożliwe.

  13. Zmienność czynnika skali w obrębie matrycy (Hale) Separacja między składnikami była różna w zależności od ich położenia na obrazie... GJ 458

  14. ...ale nawet przy podobnym położeniu gwiazd na matrycy różnice są spore. GJ 661

  15. 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: Dx = Ax + By + C • Po odjęciu płaszczyzny dostajemy prawie losowy rozrzut pomiarów, wokół jednej stałej wartości.

  16. GJ 195

  17. Wariancja Allana

  18. Refrakcja chromatyczna Dla jednej gwiazdy:

  19. Objawia się już przy prowadzeniu: NGC 6871 Teleskop prowadzi na obrazie w paśmie widzialnym. Same obserwacje są prowadzone w podczerwieni.

  20. Efekt: pozorne zmniejszenie separacji między składnikami

  21. Przykładowe wyniki:

  22. Lepiej obserwować ciasne układy wysoko nad horyzontem w wysokiej temperaturze i przy niskim ciśnieniu.

  23. Znane orbity GJ 195, GJ 352, GJ 569B, GJ 661, GJ 860 GJ 195 GJ 352

  24. GJ 569 B GJ 661 GJ 860

  25. Gwiazda smin [mas] Odległość [pc] Masa *A [MSUN ] Limit *A [AU MJ ] Masa *B [MSUN ] Limit *B [AU MJ ] Teleskop Limity wykrywalności a MP > 3s d MS Potencjalnie MOŻLIWE jest wykrycie planet tą metodą

  26. 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

  27. Pomiary w paśmie K, kalibracja oparta o przegląd 2MASS

  28. 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

  29. KONIEC DZIĘKUJĘ ZA UWAGĘ

More Related