Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych

Prezentacja na temat: "Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych"— Zapis prezentacji:

1 Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych
Krzysztof Hełminiak Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych 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, (Hale); i mas/pix (Keck II) BRAK OBSERWACJI KALIBRACYJNYCH

9

10 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

11 Optyka Adaptywna (AO)

12 Jakość korekcji AO GJ 352 100 146

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

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

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

16 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.

17 GJ 195

18 Wariancja Allana

19 Refrakcja chromatyczna
Dla jednej gwiazdy:

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

21 Efekt: pozorne zmniejszenie separacji między składnikami

22 Przykładowe wyniki:

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

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

27

28

29

30 Inne ciekawe wyniki Pomiędzy a matryca kamery PHARO teleskopu Hale’a obróciła się o ~0º.64 Pomiary jasności w IR składników układów: Per B, GJ 860, GJ 873 B i GJ 300 B Słabe obiekty w polach GJ 300 i MWC 1080

31

32 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 ± 0.004 ± 0.004 Pomiary w paśmie K, kalibracja oparta o przegląd 2MASS

33

34 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

35 KONIEC DZIĘKUJĘ ZA UWAGĘ