Die Bestimmung von Die Bestimmung von RadialgeschwindigkeitenRadialgeschwindigkeiten

ein Erfahrungsbericht

von

Roland Bücke, Hamburg

Die Bestimmung von RadialgeschwindigkeitenDie Bestimmung von Radialgeschwindigkeitenmit Dobsonteleskopenmit Dobsonteleskopen

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

Eigenbewegung

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

Dopplerverschiebung der Hα-Linie, hervorgerufen durch Erdbewegung und Pulsation

(Animation durch Mouseklick starten)

AuflösungPixel

Dopplerverschiebung der Hα-Linie, nach Abzug der Erdebwegung

(Animation durch Mouseklick starten).

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 [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

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

nsitä

t

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

.]

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

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 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 !

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

]

Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linievon γ Cassiopeia

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