Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych

Slides:



Advertisements
Podobne prezentacje
Excel Narzędzia do analizy regresji
Advertisements

Krzywa rotacji Galaktyki
Budowa i ewolucja Wszechświata
Krzysztof Skabek, Przemysław Kowalski
O obrotach ciał niebieskich
WYKŁAD 6 ATOM WODORU W MECHANICE KWANTOWEJ (równanie Schrődingera dla atomu wodoru, separacja zmiennych, stan podstawowy 1s, stany wzbudzone 2s i 2p,
Jadwiga Konarska Widma wibracyjnego dichroizmu kołowego i ramanowskiej aktywności optycznej sec-butanolu: Pomiary eksperymentalne i obliczenia.
Wybrane wiadomości z teorii błędów
Opracował: Adam Strzelczyk
Kłopoty z Gwiazdą Polarną
Identyfikacja modów pulsacji gwiazd sdBv
Powstawanie Układów planetarnych Pozasłoneczne układy planetarne
Niepewności przypadkowe
Wykład 6 Standardowy błąd średniej a odchylenie standardowe z próby
Wykład 4 Rozkład próbkowy dla średniej z rozkładu normalnego
Wykład 3 Rozkład próbkowy dla średniej z rozkładu normalnego
O świeceniu gwiazd neutronowych i czarnych dziur
ALGORYTMY STEROWANIA KILKOMA RUCHOMYMI WZBUDNIKAMI W NAGRZEWANIU INDUKCYJNYM OBRACAJĄCEGO SIĘ WALCA Piotr URBANEK, Andrzej FRĄCZYK, Jacek KUCHARSKI.
Program przedmiotu “Metody statystyczne w chemii”
Geometria obrazu Wykład 13
UKŁAD SŁONECZNY.
Wykonała: Magda Pokorska klasa 2M
TERMOMETRIA RADIACYJNA i TERMOWIZJA
Układ Słoneczny.
Średnie i miary zmienności
Niezwykłe efekty w pobliżu czarnych dziur. Czarna dziura: co to jest? Rozwiązanie sferycznie symetryczne (statyczne, Karl Schwarzschild 1916) Metryka:
EWOLUCJA GWIAZD Na podstawie diagramu Hertzsprunga - Russella.
metody mierzenia powierzchni ziemi
.pl Galaktyki.
Analiza współzależności cech statystycznych
MECHANIKA NIEBA WYKŁAD r.
Najprostszy instrument
Komputerowe metody przetwarzania obrazów cyfrowych
Gwiazdy Podwójne IS Szymon Zimorski.
KARTY KONTROLNE PRZY OCENIE LICZBOWEJ
Akademia Górniczo-Hutnicza im
Detekcja twarzy w obrazach cyfrowych
Pomiar Fazowy 3D Nowa technika pomiarowa dla Wideo Endoskopów XL G3.
Elementy Rachunku Prawdopodobieństwa i Statystyki
Nasza Galaktyka.
PREZENTACJA MULTIMEDIALNA POZORNY RUCH SŁOŃCA I GWIAZD
Astronomia Monika Wojdyr kl.1LA.
BRĄZOWE KARŁY.
O fotografiach i fotografowaniu nieba
Niepewność pomiaru Prezentacja przygotowana dla uczniów Gimnazjum nr 4 w Siemianowicach Śląskich autorka Joanna Micał.
Regresja wieloraka.
Gwiazdy i galaktyki.
Treści multimedialne - kodowanie, przetwarzanie, prezentacja Odtwarzanie treści multimedialnych Andrzej Majkowski.
Wnioskowanie statystyczne
Prawa Keplera Mirosław Garnowski Krzysztof Grzanka
KOSMICZNY TELESKOP HUBBLE’A
Pierwsze galaktyki. Nasza Galaktyka czyli Droga Mleczna.
Szymon Murawski, 4 rok nanotechnologii1 Misja kosmiczna GAIA Czyli cały wszechświat w twoim domu.
Paralaksa informatyka +. Paralaksa informatyka +
 of the Sky A. Majczyna 1), K. Małek 2), M. Biskup 3), M. Ćwiok 3), M. Denis 4), W. Dominik 3), J. Grygorczuk 4), G. Kasprowicz.
Projekt „  of the Sky” Katarzyna Małek Centrum Fizyki Teoretycznej PAN.
Amatorskie obserwacje gwiazd zmiennych zaćmieniowych prowadzone metodami wizualnymi
Astrometria. Deklinacja – jest to kąt pomiędzy kierunkiem do danej gwiazdy a płaszczyzną równika niebieskiego. Oznaczamy ją literą δ. Dla równika δ.
„Automatyczne pomiary jasności gwiazd zmiennych kamerą CCD” Przemysław Szamocki Instytut Systemów Elektronicznych Grupa PERG dr.
WYZNACZENIE WARTOŚCI PRZYSPIESZENIA ZIEMSKIEGO (METODĄ SWOBODNEGO SPADKU) Autor: Mateusz Dargiel Gimnazjum im. Leszka Czarnego w Lutomiersku.
Niepewności pomiarów. Błąd pomiaru - różnica między wynikiem pomiaru a wartością mierzonej wielkości fizycznej. Bywa też nazywany błędem bezwzględnym.
Temat: Jak zmierzono odległość do księżyca, planet i gwiazd.
Fizyka neutrin – wykład 11
Co widać na niebie?.
Jednorównaniowy model regresji liniowej
Podsumowanie W11 Obserwacja przejść rezonansowych wymuszonych przez pole EM jest możliwa tylko, gdy istnieje różnica populacji. Tymczasem w zakresie.
Fizyczne Podstawy Teledetekcji Wykład 9
Krzywa rotacji Galaktyki
MIARY STATYSTYCZNE Warunki egzaminu.
Zapis prezentacji:

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)

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

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

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

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

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.

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.

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

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

Optyka Adaptywna (AO)

Jakość korekcji AO GJ 352 100 146

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

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

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

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.

GJ 195

Wariancja Allana

Refrakcja chromatyczna Dla jednej gwiazdy:

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

Efekt: pozorne zmniejszenie separacji między składnikami

Przykładowe wyniki:

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

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

GJ 569 B GJ 661 GJ 860

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

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

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 11.223 ± 0.004 11.283 ± 0.004 Pomiary w paśmie K, kalibracja oparta o przegląd 2MASS

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

KONIEC DZIĘKUJĘ ZA UWAGĘ