Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten ein Erfahrungsbericht von Roland Bücke, Hamburg Titel des Vortrags Persönliche Vorstellung

Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten mit Dobsonteleskopen und Ankopplung des Spektrographen via Lichtleiter

Die stabile Ausführung und die Einkopplung über einen Lichtleiter sind gute Voraussetzungen für die Messung von Radialgeschwindigkeiten.

Dopplerverschiebung von Spektrallinien: Was ist die Radialgeschwindigkeit ? Raumbewegung Eigenbewegung Radialgeschwindigkeit Wie wird die Radialgeschwindigkeit gemessen? Dopplerverschiebung von Spektrallinien: Δλ = λ0 vR / c Vorzüge Nachteile Die Dopplerverschiebung ist sehr klein, die erforderliche Messgenauigkeit entsprechend hoch.

Polaris Pulsationsveränderlicher vom Typ δ Cephei Spektralklasse F Periode (aktuell): 3.96 Tage Amplitude (akt.): ± 0.9 km/s

Simulation der Dopplerverschiebung der Spektrallinien von Polaris. Die Doppler-verschiebung, die von der Erdbewegung um die Sonne verursacht wird, überlagert die Pulsation um etwa das Zehnfache.

Simulation der Dopplerverschiebung ohne den Einfluss der Erdbewegung. Auflösung Pixel

Die Anwendung eines Lichtleiters ermöglicht genaue Radialgeschwindigkeitsmessungen auch mit Spektrographen geringer Auflösung.

Eigene praktische Erfahrungen auf dem Gebiet der Radialgeschwindigkeitsmessung Technische Ausstattung Beobachtungstechnik Datenreduktion und Auswertung

Vorteile der Lichtleiteranwendung Kein Streulicht kein nachweisbarer Einfluss von hellen künstlichen Lichtquellen und Vollmond. Himmelshintergrund wird völlig ausgeblendet Die Teleskopnachführung hat keinen Einfluss auf die Messgenauigkeit Das Teleskop dient nur „zum Sammeln von möglichst viel Licht“ Eigene Ausrüstung

Der Lichtleiter als Eintrittsspalt des Spektrographen: lichtführende Faser „klassischer“ Spalt von der Nachführung unabhängige, homogene Lichtverteilung über die Faserendfläche. von der Nachführung abhängige, inhomogene Lichtverteilung im Spalt Nachführfehler haben keine Auswirkung (nur Lichtverluste) Nachführfehler haben Auswirkungen auf die Linienposition gleiche Einkopplung des Kalibrierspektrums andere Lichtverteilung des Kalibrierspektrums

Spektrograph hohe mechanische Stabilität, Metallausführung, feststehendes Gitter Spaltspektrograph, gegeben durch Lichtleitereinkopplung CCD-Kamera mit Zeilensensor 1 x 2048 Pixel (14 x 200µm), Eigenbau exakte Ausrichtung des Spektralfadens auf eine Pixelreihe keine Bildverarbeitung notwendig Kalibrierung mit künstlicher Lichtquelle, Neonglimmlampe feststehender Spektralbereich, auf Neonspektrum abgestimmt

Beobachtungstechnik 12 Aufnahmen mit jeweils 200s Belichtungszeit addiert 1 Neonaufnahme zur Kalibrierung: RV = -8,9 km/s Jede Aufnahme mit Neonaufnahme kalibriert: RV = -7,4 km/s

Beobachtungstechnik Zeitlicher Ablauf einer Beobachtung: Temperierung (ca. 30 Minuten) Neonspektrum (10 x 0,1s) 1. Sternspektrum (40s bis 300s) 2. Sternspektrum (40s bis 300s) … n. Sternspektrum (40s bis 300s) Dunkelstromaufnahme Flatfield

Rohaufnahmen Erkenntnisgewinn Bestimmung der Dopplerverschiebung Rohspektrum Flatfield Dunkelstrom etc. Bestimmung der Dopplerverschiebung Berechnung der RV-Werte heliozentrische Korrektur Auswertung von Zeitserien Datenreduktion Bildverarbeitung Normierung Kalibration Perioden- bestimmung Bahnparameter Solver Gaußfit Kreuz- korrelation 2-dim. Kreuz- korrelation Deeming Lomb-Scargle Korrekturverfahren (z.B. Vergleichssterne) … pulsierende Sterne Doppelsterne zwei Spektren pulsierende Sterne Doppelsterne Doppelsterne Doppelsterne Grafiken – perfekte Amateursternwarte, Einsatz eines Lichtleiters Statistische Methoden -Fehlerrechnung -Ausreißertests etc. Erkenntnisgewinn Periodenbestimmung von Oszillationen Bahnparameter von Doppelsternen Zeitliche Variationen etc.

Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)

Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe)

Kalibrierung der Spektren mit künstlicher Lichtquelle (Neon-Glimmlampe) Verbesserung der Kalibriergenauigkeit durch die Anwendung von Polynomen höheren Grades.

Bestimmung der Dopplerverschiebung Bestimmung der Wellenlängen einzelner Linien durch Gaußfit:

Auswertung einer Messwerttabelle mit der Zahl der Linien steigt die Genauigkeit der Messung. Auswahl geeigneter Spektrallinien, Zeitserien immer mit den gleichen Linien auswerten! Erkennung und Entfernen von Ausreißern mittels eines statistischen Testverfahrens. Berechnung der Unsicherheit der Messung (Standardabweichung des Mittelwertes)

Bestimmung der Dopplerverschiebung über das gesamte Spektrum oder über Spektrenausschnitte mittels Kreuzkorrelation:

Ausblick Selbstbau eines 18“ Dobson und Verbesserung der Nachführung, damit die 8 bis 10 fache Lichtmenge wie bisher Temperierung und ortsfeste Aufstellung, weitere Erhöhung der Messgenauigkeit (Erreichen der 0,1 km/s Marke?) Weiterentwicklung der Software „SpecRaVE“, Gemeinschaftsprojekt mit der FG Computerastronomie, Mitarbeit ist ausdrücklich erwünscht !

Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie von γ Cassiopeia Mr. Miroshnichenko has published observation data of radial velocity variations in 2002. I’ve “tried to control” this results

Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie von γ Cassiopeia Messwerte mit angefitteter Sinusfunktion Die Residuen zeigen eine Drift im Beobachtungszeitraum Kurvenanpassung nach Korrektur der langsamen Drift Phasendiagramm

Radialgeschwindigkeitsperiode der Hα – Linie von γ Cassiopeia   Harmanec et.al. 1993-2000 Miroshnichenko et.al. 1997-2002 Eigene Messungen ab 2006 P [Tage] 203.59 +/-0.29 205.50 +/-0.38 203.0 e 0.26 0.00 0.07 ω [°] 47.9 +/-8.0 … 45 K1 [km/s] 4.68 +/-0.25 3.80 +/-0.12 4.22 rms [km/s] 1.455 0.936 0.786 Anzahl Spektren 272 162 57