Precyzyjna astrometria (CCD) uklad

1
Precyzyjna astrometria (CCD) ukladów podwójnych
Krzysztof Helminiak
Sposób na poszukiwanie planet?

• wspólpraca
• dr hab. Maciej Konacki (CAMK Torun)
• dr hab. Krzysztof Gozdziewski (CA UMK)

2
Plan wystapienia

• ...o astrometrii
• ...o tym, dlaczego wokól podwójnych
• ...o obserwacjach i zebranych danych
• ...o optyce adaptywnej
• ...o efektach, które trzeba uwzglednic
• ...o wynikach

3
Metoda astrometryczna
Ograniczenie na mase i rozmiar orbity Q ? 3s a
MP gt 3s d MS
4
Pojedyncze / podwójne

• Mniejsza skala as/pix
• Mniejsze pole ? mniejsza dystorsja, wplyw
  refrakcji...
• Nie trzeba uwzgledniac ruchów wlasnych i
  paralaksy
• Trzeba uwzglednic ruch orbitalny gwiazd
• Trzecia gwiazda (albo RV) potrzebna do dokladnego
  okreslenia przynaleznosci i parametrów ew.
  planety

5
Dlaczego w podwójnych?

• Znaczny procent gwiazd znajduje sie w ukladach
  podwójnych lub wielokrotnych
• Na 215 znanych planet pozaslonecznych tylko ok.
  30 znajduje sie w ukladach podwójnych/wielokrotnyc
  h
• Powstawanie i ewolucja planet w ukladach
  podwójnych wydaja sie byc o wiele ciekawsze

6
Dlaczego tak malo?

• Przewaznie w ukladach rozleglych. Drugi skladnik
  ukladu odkrywany znacznie pózniej.
• Klasyczna metoda dopplerowska slabo sobie radzi
  w przypadku ukladów spektroskopowo podwójnych.
• Nie bylo przegladów RV nastawionych na uklady
  podwójne.
• Inne metody sa, jak do tej pory, niedostatecznie
  czule lub mniej efektywne.

7
Cele

• Sprawdzenie, czy astrometria CCD ukladów
  wizualnie podwójnych i wielokrotnych za pomoca
  optyki adaptywnej moze byc narzedziem do
  poszukiwania planet w tych obiektach.
• Wyznaczenie precyzji pomiarów poprzez okreslenie
  wplywu i zredukowanie efektów systematycznych i
  uzyskanie losowego rozrzutu pomiarów (statystyka
  gaussowska).
• Okreslenie wymagan potrzebnych do przeprowadzenia
  dokladnych pomiarów.

8
Obserwacje

• 11 nocy w czasie od pazdziernika 2001 do
  listopada 2002
• 12 obiektów obserwowanych teleskopem Halea
  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 podczerwien (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
(No Transcript)
10
Dane

• Ok. 30 000 obrazów CCD
• Standardowa redukcja CCD pakietem IRAF
• Wyznaczenie centroidu i dopasowanie gaussoidy
  eliptycznej
• Sprawdzenie wplywu efektów systematycznych przy
  uzyciu wariancji Allana

11
Optyka Adaptywna (AO)
12
Jakosc korekcji AO
GJ 352
146
100
13
Pole widzenia
GJ 300
Gdy obraz gwiazdy pada glównie na jeden piksel
matrycy, poprawne wyznaczenie polozenia z duza
dokladnoscia jest w zasadzie niemozliwe.
14
Zmiennosc czynnika skali w obrebie matrycy (Hale)
Separacja miedzy skladnikami byla rózna w
zaleznosci od ich polozenia na obrazie...
GJ 458
15
...ale nawet przy podobnym polozeniu gwiazd na
matrycy róznice sa spore.
GJ 661
16

• Dotyczy matrycy a nie optyki.
• Glównie w osi X w Y wystepuja, ale sa duzo
  mniejsze.
• Skala 2 pix (50 mas)
• W wiekszosci przypadków daje sie dopasowac
  plaszczyzne
• Dx Ax By C
• Po odjeciu plaszczyzny dostajemy prawie losowy
  rozrzut pomiarów, wokól jednej stalej wartosci.

17
GJ 195
18
Wariancja Allana
19
Refrakcja chromatyczna
Dla jednej gwiazdy
20
Objawia sie juz przy prowadzeniu
NGC 6871
Teleskop prowadzi na obrazie w pasmie widzialnym.
Same obserwacje sa prowadzone w podczerwieni.
21
Efekt pozorne zmniejszenie separacji miedzy
skladnikami
22
Przykladowe wyniki
23
Lepiej obserwowac ciasne uklady wysoko nad
horyzontem w wysokiej temperaturze i przy niskim
cisnieniu.
24
Znane orbity
GJ 195, GJ 352, GJ 569B, GJ 661, GJ 860
GJ 195
GJ 352
25
GJ 569 B
GJ 661
GJ 860
26
Limity wykrywalnosci
a MP gt 3s d MS
Potencjalnie MOZLIWE jest wykrycie planet ta
metoda
27
(No Transcript)
28
(No Transcript)
29
(No Transcript)
30
Inne ciekawe wyniki

• Pomiedzy 22.08 a 13.11.02 matryca kamery PHARO
  teleskopu Halea obrócila sie o 0º.64
• Pomiary jasnosci w IR skladników ukladów 56
  Per B, GJ 860, GJ 873 B i GJ 300 B
• Slabe obiekty w polach GJ 300 i MWC 1080

31
(No Transcript)
32
Uklad Jasnosc A Jasnosc 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 pasmie K, kalibracja oparta o przeglad
2MASS
33
(No Transcript)
34
Podsumowanie

• Prawdopodobnie najdokladniejsze pomiary
  astrometryczne dla wielu z badanych ukladów
• Potencjalnie mozliwe jest wykrycie planet
• Optyka adaptywna musi dzialac bez zarzutu
• Wymagane jest poprawne okreslenie zmiennosci
  czynnika skali w obrebie matrycy
• Wymagana jest dobra znajomosc warunków
  atmosferycznych, aby poprawnie okreslic wplyw
  refrakcji
• Im wiecej pojedynczych obrazów, tym lepiej
• Lepsze wyniki dostaje sie przy pomiarach gwiazd o
  podobnej róznicy jasnosci i w malych polach

35
KONIEC
DZIEKUJE ZA UWAGE