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Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten

Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten. ein Erfahrungsbericht von Roland Bücke, Hamburg. Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten mit Dobsonteleskopen.

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Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten

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Presentation Transcript

  1. Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten ein Erfahrungsbericht von Roland Bücke, Hamburg

  2. Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeitenmit Dobsonteleskopen

  3. Die stabile Ausführung und die Einkopplung über einen Lichtleiter sind gute Voraussetzungen für die Messung von Radialgeschwindigkeiten.

  4. Radialgeschwindigkeit Raumbewegung Eigenbewegung Was ist die Radialgeschwindigkeit ? Dopplerverschiebung von Spektrallinien: Wie wird die Radialgeschwindigkeit gemessen? Δλ = λ0 vR / c Die Dopplerverschiebung ist sehr klein, die erforderliche Messgenauigkeit entsprechend hoch.

  5. Polaris • Pulsationsveränderlicher • vom Typ δ Cephei • Spektralklasse F • Periode (aktuell): 3.96 Tage • Amplitude (akt.): ± 0.9 km/s

  6. Dopplerverschiebung der Hα-Linie, hervorgerufen durch Erdbewegung und Pulsation (Animation durch Mouseklick starten)

  7. Pixel Auflösung Dopplerverschiebung der Hα-Linie, nach Abzug der Erdebwegung (Animation durch Mouseklick starten).

  8. Die Anwendung eines Lichtleiters ermöglicht genaue Radialgeschwindigkeitsmessungen auch mitSpektrographen geringer Auflösung.

  9. Eigene praktische Erfahrungen auf dem Gebiet der Radialgeschwindigkeitsmessung Technische Ausstattung Beobachtungstechnik Datenreduktion und Auswertung

  10. 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“

  11. Nachführfehler haben keine Auswirkung (nur Lichtverluste) Nachführfehler haben Auswirkungen auf die Linienposition Der Lichtleiter als Eintrittsspalt des Spektrographen: lichtführende Faser „klassischer“ Spalt • von der Nachführung abhängige, • inhomogene Lichtverteilung im • Spalt • von der Nachführung unabhängige, • homogene Lichtverteilung über die • Faserendfläche. • andere Lichtverteilung des • Kalibrierspektrums • gleiche Einkopplung des • Kalibrierspektrums

  12. 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

  13. 12 Aufnahmen mit jeweils 200s Belichtungszeit addiert 1 Neonaufnahme zur Kalibrierung: RV = -8,9 km/s RV = -7,4 km/s Jede Aufnahme mit Neonaufnahme kalibriert: Beobachtungstechnik

  14. Beobachtungstechnik Zeitlicher 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

  15. Rohaufnahmen Rohspektrum Flatfield Dunkelstrom etc. Bestimmung der Dopplerverschiebung Berechnung der RV-Werte heliozentrische Korrektur Auswertung von Zeitserien Datenreduktion Bildverarbeitung Normierung Kalibration Perioden- bestimmung Bahnparameter Solver Deeming Lomb-Scargle Korrekturverfahren (z.B. Vergleichssterne) Kreuz- korrelation 2-dim. Kreuz- korrelation Gaußfit … Doppelsterne pulsierende Sterne Doppelsterne zwei Spektren pulsierende Sterne Doppelsterne Doppelsterne Statistische Methoden -Fehlerrechnung -Ausreißertests etc. Erkenntnisgewinn Periodenbestimmung von Oszillationen Bahnparameter von Doppelsternen Zeitliche Variationen etc.

  16. Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)

  17. Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)

  18. Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)

  19. Bestimmung der Dopplerverschiebung Bestimmung der Wellenlängen einzelner Linien durch Gaußfit:

  20. 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)

  21. Bestimmung der Dopplerverschiebung über das gesamte Spektrum oder über Spektrenausschnitte mittels Kreuzkorrelation:

  22. 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 !

  23. Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie von γ Cassiopeia Mr. Miroshnichenko has published observation data of radial velocity variations in 2002. I’ve “tried to control” this results

  24. Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie von γ Cassiopeia

  25. Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie von γ Cassiopeia

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