К задаче доплеровского поиска экзопланет презентация

М.В.1

1 - Специальная астрофизическая обсерватория РАН, 2 - Ставропольский государственный университет

«Горизонты Вселенной и SETI», Нижний Архыз, 2005

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.

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.

- 1км/сек.
Фотоэлектрические корреляционные спектрометры - 300 м/сек.
Дифракционные спектрографы с матрицей ПЗС - 50 м/сек.
Спектрографы с оптоволоконным сочетанием - 5 м/сек.

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.

Нестабильность светоприемника.
Неидентичность заполнения оптики.

различных участков спектра.
Несовершенство систем обработки.
Необходимость переоценки линии.
Шумы приемника и системы регистрации.

звезды в одинаковых условиях.

в кросс-корреляционных методах.

кросс-корреляционной модели.

космических частиц, учет различной освещенности вдоль щели, учет других особенностей наблюдений и калибровки).

линий.
Применение малошумящих приемников.
Динамика накопления сигнала в отдельном экспонометрическом канале.

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.

спектра неэкономично» (Фелгетт, 1953).

спектрографа и светоприемника.
Измерение интенсивностей в избранных каналах, попадающих на области спектра с максимальными градиентами интенсивности.
Измерение состояния фильтра, выделяющего данные каналы.

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.

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.

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.

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, D3 и D4. Вычисляем новый угол наклона ИФП (t3,4), при котором суммы потоков в группах равны.

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.

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.

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.

телескопах Работа поддержана РФФИ (проект 04-02-17564)