Precyzyjna astrometria (CCD) układów podwójnych

współpraca:

dr hab. Maciej Konacki (CAMK Toruń)

dr hab. Krzysztof Goździewski (CA UMK)

Sposób na poszukiwanie planet?

Krzysztof Hełminiak

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:

a MP >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

2

2

2

2

22 yyxx

yyxxAyxGe

exp),(

0xxx 0yyy

Optyka Adaptywna (AO)

Jakość korekcji AO

GJ 352

100 146

Pole widzenia

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

GJ 300

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

Dla jednej gwiazdy:

Refrakcja chromatyczna

Objawia się już przy prowadzeniu:

Teleskop prowadzi na obrazie w paśmie widzialnym. Same obserwacje są prowadzone w podczerwieni.

NGC 6871

Efekt: pozorne zmniejszenie separacji między składnikami

Przykładowe wyniki:

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

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

GJ 195 GJ 352

GJ 569 B GJ 661

GJ 860

Limity wykrywalności

TeleskopLimit *B

[AU MJ ]

Masa *B

[MSUN ]

Limit *A

[AU MJ ]

Masa *A

[MSUN ]Odległość

[pc]

min

[mas]Gwiazda

a MP >d MS

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 ZAUWAGĘ