К задаче доплеровского поиска экзопланет

1. К задаче доплеровского поиска экзопланет Панчук В.Е.1,2, Алиев А.Н.2, Клочкова В.Г.1, Юшкин М.В.1 1 - Специальная астрофизическая обсерватория РАН, 2 - Ставропольский государственный университет «Горизонты Вселенной и SETI», Нижний Архыз, 2005

2. Почему лучевые скорости? • Сведения о кинематике Вселенной получены преимущественно по лучевым скоростям. Астрометрия начала конкурировать только в ближайших окрестностях Солнечной системы. • Точность измерения лучевых скоростей всегда являлась критерием уровня спектроскопического эксперимента. • Точные измерения лучевых скоростей (VR) еще долго будут оставаться приоритетом наземных спектроскопических наблюдений. • Подавляющее число экзопланет обнаружено (косвенно) доплеровскими методами.

3. Измерения лучевых скоростей - история • Petrie R.M. 1947 JRAS Canada V.41. P.311. • Fehrenbach Ch. 1947 Ann. Astrophys. V.10. P.257. • Fellgett P.B. 1953 Optica Acta V.2. P.9. • Griffin R.F. 1967 ApJ V.148. P.465. • Griffin R. and Griffin R. 1973 MNRAS V.162. P.243. • Serkowski K. 1976 Icarus V.27. P.13. • Baranne A., Mayor M., Poncet J.-L. 1979 Vistas in Astron. V.23. P.279. • Campbell B., Walker G.A.H. 1979 PASP V.91. P.540. • Connes P. 1985 Astrophys. and Space Sci. V.110. P.211. • Cohran W.D., Hatzes A.P. 1988 Proc. SPIE V.1318. P.148. • Baranne A., Queloz D. et al. 1996 AASS V.119. P.373.

4. Точность классических методов измерения лучевых скоростей • Дифракционные спектрографы с фотографической регистрацией - 1км/сек. • Фотоэлектрические корреляционные спектрометры - 300 м/сек. • Дифракционные спектрографы с матрицей ПЗС - 50 м/сек. • Спектрографы с оптоволоконным сочетанием - 5 м/сек.

5. Земная аналогия проблемы • Лучевую скорость звезды (100км/сек) следует измерить с точностью 0.001% (1м/сек). В результате нескольких измерений можно обнаружить спутник массой в 0.001 массы звезды. • Автомобиль движется со скоростью 100км/час, которую следует измерить с точностью 1м/час (или 0.3 мм/сек), а измеритель, размещенный на карусели, вращается с линейной скоростью 30км/час. В автомобиле обнаруживается перемещение предмета массой в 1кг.

6. Источники ошибок Vr . I. • Неоднородность освещенности входной щели. • Нестабильность конструкции спектрографа. • Нестабильность светоприемника. • Неидентичность заполнения оптики.

7. Источники ошибок Vr. II. • Определение центра экспозиции. • Геометрические искажения изображения спектра. • Неравные доплеровские сдвиги различных участков спектра. • Несовершенство систем обработки. • Необходимость переоценки линии. • Шумы приемника и системы регистрации.

8. Снижение ошибок Vr. I. • Оптоволоконное сочетание телескопа и спектрографа, дополнительное перемешивание апертур.

9. Снижение ошибок Vr . II. • Размещение спектрографа в термостатируемой барокамере.

10. Снижение ошибок Vr. III. • Частая или непрерывная калибровка спектрографа.

11. Снижение ошибок Vr. IV. • Абсорбционная ячейка обеспечивает формирование спектра калибровки и спектра звезды в одинаковых условиях.

12. Снижение ошибок Vr. V. • Учет изменения формы аппаратной функции по полю камеры в кросс-корреляционных методах.

13. Снижение ошибок Vr . VI. • Применение эшелле с меньшим числом штрихов, усложнение кросс-корреляционной модели.

14. Снижение ошибок Vr. VII. • Совершенствование алгоритмов обработки спектров (очистка изображений от следов космических частиц, учет различной освещенности вдоль щели, учет других особенностей наблюдений и калибровки).

15. Снижение ошибок Vr. VIII. • Создание систем с R>150000, с целью переоценки линий. • Применение малошумящих приемников. • Динамика накопления сигнала в отдельном экспонометрическом канале.

16. Что измерять, смещения или интенсивности? • Сравнение параметров дискретизации: • При R=100000 изменению Vr на 1м/сек соответствует сдвиг центра линии (шириной 2 элемента матрицы ПЗС) на 0.0007 элемента (0.01мкм при ширине элемента 15 мкм). • Такому же сдвигу соответствует изменение интенсивности в крыле линии на 0.005%, что можно измерить в одном малошумящем канале с 15-разрядным АЦП.

17. Солнечный спектр (420-457нм).

18. «Если необходимо измерить только лучевую скорость, то наблюдать все детали звездного спектра неэкономично» (Фелгетт, 1953).

19. Идея метода • Отказ от измерений сдвига деталей спектра. • Отказ от контроля позиционных характеристик спектрографа и светоприемника. • Измерение интенсивностей в избранных каналах, попадающих на области спектра с максимальными градиентами интенсивности. • Измерение состояния фильтра, выделяющего данные каналы.

20. Техническая основа метода • По величине RxL интерферометр Фабри-Перо (ИФП) превосходит дифракционную решетку. Поэтому даже на большом телескопе применение ИФП позволяет выполнить условие переоценки спектральной линии при сохранении светосилы L. • Набор пиков аппаратной функкции ИФП можно рассматривать как аналог маски, используемой в корреляционных спектрометрах.

21. Испытание макета прибора. I. • Спектр Арктура (НЭС БТА с ИФП)

22. Испытание макета прибора. II. • Фотометрический разрез фрагмента одного из порядков эшелле спектра.

23. Параметры метода. I. • ИФП на внешней установке (относительно НЭС БТА с резателем изображения, обеспечивающим R=40000). Толщина разделительного кольца d=5мм. Линза с фокусным расстоянием F=840мм формирует на входе в резатель НЭС (диаметром 1.8") систему колец, радиус первого интерференционного кольца r=8", т.е. ИФП работает в центральном пятне. • В диапазоне 400-550нм спектр Солнца содержит более 3600 линий с остаточной интенсивностью I/Ic<0.95.

24. Параметры метода. II. • Спектральное разрешение ИФП R=225000, FSR=0.02нм на 450нм. В диапазоне 400-550нм регистрируется 6800 порядков (k=25000-18181). На коротковолновые (b) и длинноволновые (r) крылья линий попадает по 1500 порядков ИФП. • Вычисляется отношение (D1) сумм потоков, регистрируемых в группах b и r. • При изменении наклона ИФП на 0.1 градуса все порядки перемещаются на величину (0.0015 нм на 450нм), эквивалентную изменению Vr на 1 км/сек. Вычисляем D2.

25. Параметры метода. III. • Сравнивая D1 иD2,вычисляем угол наклона ИФП (t1,2), при котором суммы потоков в группах равны. • Для наблюдений в другой момент времени по грубому (априорному) значению Vr вычисляется поправка к углу наклона с тем, чтобы все используемые порядки ИФП находились на крыльях линий на своих местах. • Снова делаем две экспозиции, получая новые значения отношений, D3и D4. Вычисляем новый угол наклона ИФП (t3,4), при котором суммы потоков в группах равны.

26. Параметры метода. IV. • cos(t)=1-Vr/c, т.е. по значениям углов t1,2 и t3,4 можно вычислить изменение лучевой скорости Vr между двумя наблюдениями. • Калибровка состояния ИФП выполняется по эмиссионному спектру сравнения, зарегистрированному через высокую щель. Измерив радиусы интерференционных колец для нескольких сотен линий, можно определить dcos(t). При этом основной проблемой будет обеспечение идентичности засветки ИФП светом звезды и светом калибровки.

27. Выводы. • Задача увеличения точности измерения лучевых скоростей на 1 порядок может быть решена в рамках классической схемы только на телескопах среднего диаметра. • На больших телескопах необходим переход на спектральный прибор с более высоким RxL - интерферометр Фабри-Перо (ИФП). • Кроме выигрыша в RxL, применение ИФП ослабляет ограничения со стороны позиционных нестабильностей спектрографа, светоприемника и особенностей системы обработки.

28. Рассматриваемый метод является одной из компонент концепции оптоволоконного спектрографа высокого разрешения, предлагаемого для БТА – http://savoy.sao.ru/Projects/FibSpBTA/FibSpBTA.files/frame.html Спектрограф ориентирован на широкий круг задач, в т.ч. и на высокоточные измерения лучевых скоростей и (или) ускорений. Перспективы.

29. http://astrospectra.narod.ru- информация об астрономических спектрографахhttp://astrotelescope.narod.ru- информация об астрономических телескопахРабота поддержана РФФИ(проект 04-02-17564)