prezentacja ()

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:
 x 2 xy y 2 

Ge( x , y )  A exp 


2
2
 2s

s
s
2
s
x
y
x
y


x  x  x0

y  y  y0
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:
x = 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
Gwiazda
smin
[mas]
Odległość
[pc]
Masa *A
[MSUN ]
Limit *A
[AU MJ ]
Masa *B
[MSUN ]
Limit *B
[AU MJ ]
Teleskop
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