Szegedi Tudományegyetem TTIK Kísérleti Fizikai Tanszék
Fedési kett®scsillagok fotometriai mérése, az adatok feldolgozása
Szakmai gyakorlat
Készítette: Hatala Kornél Fizika BSc hallgató
Témavezet®: Dr. Székely Péter egyetemi adjunktus
Szeged 2012
Tartalomjegyzék 1. Bevezetés
2
2. Elméleti oldal
3
3. Használt m¶szerek
4
4. Észlelések
5
5. Mérési eredmények feldolgozása
5
5.1.
Az alapkorrekciók . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.2.
A képek összetolása . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6
5.3.
A heliocentrikus Julián-dátum beírása a
. . . . . . . . . . . . .
7
5.4.
A fotometrálás menete
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
6. Fénygörbék
. t fájlokba .
5
8
7. Összefoglalás
10
8. Köszönetnyilvánítás
10
1
1.
Bevezetés
A nyári szakmai gyakorlat keretében méréseink nagy részét közösen végeztük Balog Bertalannal és Mitnyan Tiborral. Távcsöves meg gyeléseinket két helyszínen végeztük: azok nagy része a Szegedi Csillagvizsgálóban (augusztus-szeptember) történt, azonban sikerült egy hetet (augusztus 9-15) a MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében Piszkéstet®n tölteni.
Célunk fotometriai mérések végzése és fénygörbék el®állítása a
DWARF projekt
számára. A gyakorlaton sokat tanultam, és egyben egy szép kirándulásban volt részem. Piszkéstet®n gyakran sétáltunk, és csodáltuk a leny¶göz®, nem mindennapi tájat. Gyönyör¶ hegyeket és erd®ket láttunk, ahol távol a zajos nagyvárosoktól szokatlan, de ugyanakkor nagyon kellemes csönd volt. Láthattam Magyarország legnagyobb távcsövét. Bevallom, hogy el®ször megpillantva nagyon elcsodálkoztam. Képeken már többöször láttam, és nem gondoltam, hogy a valóságban ilyen hatalmas. Mi egy új 40 cm-es távcs®vel mértünk. Nagyon jó volt vele dolgozni. Szakáts Róbert, aki mindenben segített nekünk, els® észleléskor bemutatta a m¶szerek használatát, rövid elméleti ismertet®t tartott. Kérésünkre megmutatta a képek feldolgozását és a fénygörbék el®állítását az általa használt FITSH szoftvercsomaggal. Úgy gondolom, hogy viszonylag gyorsan megtanultuk a távcs® kezelését annak ellenére, hogy kezdetben követtünk el kisebb-nagyobb hibákat. Volt, hogy elfelejtettünk dark vagy atképeket készíteni, atezésnél nem kapcsoltuk ki az óragépet, de az is el®fordult, hogy tévesen azonosítottuk a látómez® csillagait és nem szerepelt a mérend® objektum a képeken. Az ott töltött hét éjszaka eredménye négy használható fénygörbe, amelyek közül az utolsó két éjszaka készültek a legjobbak az egész nyári gyakorlat során. Két napon esett az es®, egy alkalommal pedig - mint már korábban említettem - rossz pozícióba állítottuk a távcsövet. Szegeden Dr. Székely Péter segített, felügyelte a munkánkat. Els® észleléskor bemutatta a Szegedi 40 cm-es távcs® használatát.
Amennyiben próblémánk adódott, bátran fordul-
hattunk hozzá segítségért. Itt is sikerült egyszer a rossz pozícionálás. Augusztus végén és szeptember elején már mindannyian önállóan mértünk. Én négy éjszaka észleltem egyedül. Az els® napon gyakori felh®átvonulások voltak. A távcs® HOME-olásnál rossz irányba indult, és elakadt.
Sötét volt (nem m¶ködött a kupolában a világítás), és még kevés alka-
lommal mértem, ezért nem sokkal az ütközés el®tt t¶nt fel a nem megfelel® irányba történ® mozgás. Ekkor azonnal áramtalanítottam a rendszert. Kés®bb kiderült, hogy valamiért felcserél®dött a távcs® számára az É és D irány. A távcs® pozíciója miatt nem tudtam a tet®t becsukni. Nem mertem a rendszerhez nyúlni, nehogy további károkat okozzak. Megvártam a reggelt. Ekkor eljött Székely Péter, és manuálisan HOME-oltuk a távcsövet. Leszereltük a keres®távcsövet. A keletkezett anyagi kár: elgörbült két csavar és egy fémgy¶r¶, amelyeket estére kiegyenesítettek a mesterek. A második napon összeraktuk a távcsövet.
Megállapítottuk, hogy minden normálisan
m¶ködik. Párhuzamosítottam a keres®távcsövet, majd szinkronizáltam a rendszert a Vegára. Mindenzt úgy csináltam, hogy el®ször ráálltam a Holdra, majd megkerestem a Vegát. Ezután elküldtem a távcsövet az MR Del-re, amit gond nélkül megtalált.
Az égen ekkor
is gyakoriak voltak a felh®átvonulások, továbbá már közel volt a napkelte, ezért nem készítettem képeket. A távcs® szerencsére gond nélkül HOME-olt. A másik két éjszaka minden rendben zajlott. Nem voltak felh®k, a távcs® pontosan ráállt a megadott koordinátákra, és végül megfelel®en HOME-olt. eredménye két fénygörbe.
2
Jó képek készültek, amelyek
2.
Elméleti oldal
Az égitesteket látszólagos fényességük alapján el®ször egy görög csillagász: Hipparkhosz osztályozta. A szabad szemmel látható legfényesebb objektumokat els®rend¶eknek, míg a leghalványabbakat hatodrend¶eknek nevezte. A ma használt logaritmikus magnitúdóskála az ® tiszteletére egy inverz skála, azaz minél fényesebb egy égitest, annál kisebb a magnitúdóban mért fényesség-értéke. A távcsövek megjelenése és fejl®dése akár 30 magnitúdós objektumok észlelését is lehet®vé tette. A csillagászok már az ókorban is fel gyeltek arra, hogy egyes csillagok fényessége id®ben nem állandó. Az ilyen égitesteket változócsillagoknak nevezzük. A fotometria, azaz fényességmérés feladata a csillagok fényességének pontos meghatározása. Ezen vizsgálatok f® célja a fénygörbe el®állítása. Ezek olyan gra konok, amelyeken a fényességváltozás szerepel az id® függvényében. A m¶szerek pontatlansága miatt sokáig a legtöbb csillagot állandó fényesség¶nek gondoltuk. A Kepler ¶rtávcs® rendkívül pontos méréseib®l viszont ma már tudjuk, hogy gyakorlatilag minden csillag változócsillag. A fényesség id®beli változásait számos tényez® okozhatja. A változócsillagok osztályozása több szempont alapján történhet.
A fényességváltozás oka alapján megkülönböztetünk
pulzáló, rotáló, fedési, eruptív és kataklizmikus változókat. Mi fedési kett®scsillagok mérésével foglalkoztunk. Ezek olyan kett®s rendszerek, amelyek jellemz®en a közös tömegközéppont körül történ® keringés folyamán periodikusan a két objektum és mi (a Föld) egy egyenesbe kerül.
F®leg ez (és nem bels® zikai változás) okozza a fénygörbéken látható ingadozá-
sokat. Ha a rendszer fényesebb komponense kerül takarásba, akkor f®minimumról, ellenkez® esetben mellékminimumról beszélünk. Az ilyen kett®s (és többes) rendszereket azok t®lünk mért hatalmas távolsága miatt optikai képalkotásnál leggyakrabban egy pontszer¶ csillagnak látjuk.
3
3.
Használt m¶szerek Optika Optikai elrendezés
Newton
F®tükör átmér®je
40 cm
Fókusztávolság
1392 mm
Fényer®
f/3,48 Mechanika
Szerelés
villás ekvatoriális
Pozícionálás
léptet®motoros RA, DEC Detektor, sz¶r®k
Kamera
ST-7 Dual CCD Camera
CCD Chips
Kodak KAF-0402ME + TI TC-237
Pixelszám
765 x 510 (RA x DEC)
Pixelméret
9 x 9
Látómez®
17'
Felbontás
1,33/pixel
Sz¶r®k
Johnson UBVRc Ic
×
µ 11'
1. táblázat. A Szegedi Csillagvizsgáló távcsövének adatai.
Optika Optikai elrendezés
Ritchey-Crétien
F®tükör átmér®je
40 cm
Fókusztávolság
2400 mm
Fényer®
f/6 Mechanika
Szerelés
villás ekvatoriális
Pozícionálás
léptet®motoros RA, DEC Detektor, sz¶r®k
Kamera
FLI ML8300
Pixelszám
3326 x 2504 (RA x DEC)
Pixelméret
5,4 x 5,4
Látómez®
25,7'
Felbontás
0,46/pixel
Sz¶r®k
Johnson UBVRc Ic
×
µ
19,3'
2. táblázat. A piszkéstet®i 40 cm-es távcs® adatai.
Piszkéstet®n 2 perces expozícióval mértünk.
Szegeden az épület megsüllyedése és a
távcs®tartó oszlop elmozdulása miatt a vezetés legfeljebb fél perces expozíciókra volt alkalmas. Ennek megfelel®en fényesebb objektumot választottunk.
4
4.
Észlelések
Év/Hónap/Nap
Objektum
RA [h m s]
Dec[◦ ' ]
Bias
Dark
Flat
Obj.
2012/08/09
NSVS 01031772
13 45 34.9
+79 23 48
11
11
0
175
2012/08/10
NSVS 14256825
20 20 00.4
+04 37 56
15
22
11
117
2012/08/13
NSVS 01031772
13 45 34.9
+79 23 48
11
11
11
158
2012/08/14
NSVS 14256825
20 20 00.4
+04 37 56
11
11
0
96
2012/08/15
NSVS 14256825
20 20 00.4
+04 37 56
11
22
11
181
59
77
33
727
összes készült kép 3. táblázat. Mérések Piszkéstet®n.
Év/Hónap/Nap
Objektum
RA [h m s]
Dec[◦ ' ]
Bias
Dark
Flat
Obj.
2012/08/06
OT Lyr
19 08 10.0
+29 13 42
10
5
5
180
2012/08/07
MR Del
20 31 13.5
+05 13 08
10
0
0
150
2012/08/21
MR Del
20 31 13.5
+05 13 08
3
6
3
650
2012/08/22
MR Del
20 31 13.5
+05 13 08
11
11
0
362
2012/08/24
MR Del
20 31 13.5
+05 13 08
11
11
0
425
2012/08/25
MR Del
20 31 13.5
+05 13 08
11
11
0
427
2012/08/27
MR Del
20 31 13.5
+05 13 08
5
5
0
278
2012/09/01
MR Del
20 31 13.5
+05 13 08
11
11
0
450
2012/09/02
MR Del
20 31 13.5
+05 13 08
11
11
0
450
83
71
8
3372
összes készült kép 4. táblázat. Mérések Szegeden.
Piszkéstet® + Szeged: 142 bias, 148 dark, 41 at és 4099 objektumkép. A fenti id®pontok között szerepelnek a közös, valamint a többiek és az én önálló méréseim (szeptember 1. és 2.).
5.
5.1.
Mérési eredmények feldolgozása
Az alapkorrekciók
A mérések során készült nyers képeken alapkorrekciókat kell végrehajtani, ugyanis azok még alkalmatlanok a pontos fénygörbék el®állításához. Ehhez a Astronomy Observatoryáltal kifejlesztett
NOAO National Optical
IRAF Image Reduction and Analysis Facility1
nev¶ programcsomagot használtuk.
Bias-korrekció: minden CCD pixel kiolvasásakor a kapott intenzitásérték tartalmazza 1 http://iraf.noao.edu/
5
a kamera alapzaját is additív jelleg¶en, amely az alapszintb®l (bias) és egy másik, az id®vel lineárisan növekv® sötétáram tagból áll.
A bias képek 0 s expozíciós id®vel készülnek.
Ezek lényegében az egyes pixelekbe beragadt elektronok és a kiolvasó elektronika zajának következményei. Célszer¶ több ilyen kép készítése, amelyeket átlagolva le kell vonni a dark, at és objektumképekb®l. Általában elegend® az éjszaka során egy ilyen sorozatot készíteni, ugyanis ennyi id® alatt nem változik jelent®sen az alapzaj értéke. A
noao.imred.ccdred.zerocombine taskkal el®állítunk egy átlagolt bias képet. Dark-korrekció: az alapszinthez hasonló additív hiba.
Az expozíciós id®vel ugyan
nagyjából lineárisan változik, mégis javasolt minden méréskor az objektumképekkel megegyez® expozíciós id®vel, csukott shutter-ral darkokat készíteni. A CCD chip h®mérséklete 0 K-t®l különbözik, azaz annak molekulái h®mozgást végeznek, amely következtében további elektronok gy¶lnek fel a pixelekben. A termikus uktuációk miatt fellép® elektronok száma a h®mérséklettel exponenciálisan n®. Fontos, hogy a dark képek készítésekor a kamera már le legyen h¶tve, és a mérés során ne változzon a h®mérséklete. Az általunk használt távcsövekben a h¶tés Peltier-elemmel volt megoldva, de a nagyobb obszervatóriumokban folyékony ◦ nitrogénnel akár -180 C-ra h¶tött kamerák sötétárama gyakorlatilag teljesen elt¶nik. A dark képek átlagolása a
noao.imred.ccdred.darkcombine nev¶ taskkal történik.
Flat-korrekció: a nyers CCD képeken gyakran furcsa struktúrákat lehet felfedezni, ugyanis az egyes pixelek kvantumhatásfoka, azaz érzékenysége különböz®. Emellett fellép az optikai elemeken található porszemek, és egyéb apró lerakódott szennyez®dések fényszórása és fényelnyelése. A jelenség következtében egy homogén felületr®l készített kép inhomogén lesz. Bár a távcs® atstruktúrája nem változik gyorsan, de célszer¶ minél gyakrabban, akár minden éjszaka atképek készítése. Ezeknek két f® típusa létezik: sky és dome at. Az el®bbit napnyugtakor, vagy napkeltekor, a csillagmentes, egyenletes fényesség¶ égboltról készítjük. Amennyiben csillagok t¶nnek fel a képen, akkor vagy kikapcsoljuk az óragépet, vagy minden elkészült atkép után kicsit elmozdítjuk a távcsövet. Mi mindig sky at képeket készítettünk. A dome at a kupolában felállított homogén kivilágított fehér felületr®l, vagy a kupoláról készül. Célszer¶ gyelni a beütésszámra, hogy az 30000 körül legyen, és az expozíciós id®t legalább 10 s-nak választani, továbbá minden használt sz¶r®höz külön kell készíteni ateket. A képeket a
noao.imred.ccdred. atcombine nev¶ taskkal tudjuk összeátlagolni.
Az elkészült master bias, dark és atképekkel végrehajtjuk a korrekciót az objektumképeken a
noao.imred.ccdred.ccdproc taskkal.
5.2.
A képek összetolása
A Föld forgása miatt a csillagok elmozdulnak az égen. A távcsöveknek ezt követniük kell, ezért óragépekkel szerelik fel ®ket. Ezek m¶k®dése sajnos nem tökéletes. Ha hosszú ideig exponálunk, akkor a csillagok picit elmozdulnak a képeken.
Ez különösen meg gyelhet®
volt a Szegedi Csillagvizsgálóban az épület megsüllyedése miatt. A fotometria elvégzéséhez minden képen a csillagunknak azonos helyen kell lennie. Ezért a képeket össze kell tolni az
images.immatch.xregister
taskkal. El®ször meg kell adni egy referenciaképet. Ehhez fogjuk
illeszteni az összes többi képet.
Szegeden a rossz vezetés miatt el®fordult, hogy a mérés
6
közben el kellett mozdítani a távcsövet, különben a célpont kimászott volna a látómez®b®l. Az ilyen nagy ugrások gyakran összezavarták az xregistert. kiterjesztés¶ képeket átkonvertáltam
.jpeg
Egy script segítségével a
. t
kiterjesztés¶ekre, így azokat könnyedén tudtam
nézegetni, tanulmányozni, továbbá a rossz, felh®s, defókuszált képeket kidobáltam. Meg gyeltem, hogy az xregister az elmozdítást követ®en készült képeket nem az általam megadott referenciaképhez képest tolta el, de azokon is azonos helyen szerepelt a változócsillagom. Ezért az egyes ilyen csoportokról készítettem egy listát, és azokat külön kifotometráltam, majd végül az összes csoport adatait egy gra konon ábrázoltam.
5.3.
A heliocentrikus Julián-dátum beírása a
. t
fájlokba
A fénygörbén heliocentrikus Julián-dátumban kell az id®t megjeleníteni. Ehhez a
noao.astutil.setjd taskot használtam.
Ügyelni kell arra, hogy a tasknak pontosan a fejlécben
található kifejezéseket adjuk meg!
5.4.
A fotometrálás menete
Elkészültek a korrigált, heliocentrikus Julián-dátummal ellátott képek. Most következik
. t kiterjesztés¶ imexamine nev¶ taskkal elmentjük a vizsgált, az összehasonlító, valamint
maga a fotometrálás. A képek. Az
IRAF
DS92 nev¶ program segítségével megtekinthet®ek a
az ellen®rz® csillag koordinátáit. Ehhez a
DS9-ben megnyitott képen az el®bbi csillagok fölé
visszük az egeret, majd leütjük a ',' billenty¶t. Ha elkészültünk, a 'q' letütésével kilépünk, és ekkor létrejön a csillagok koordinátáit tartalmazó fájlunk. Most elindítjuk a
noao.digiphot.daophot.phot
taskot.
Fontos, hogy az el®bb létrehozott
koordinátákat tartalmazó fájlunkat megadjuk, valamint be kell állítani a csillag körüli gy¶r¶k sugarait a fotometriához.
A task lefuttatásával kinyerjük az egyes csillagok fényességét,
.mags fájlokba ment le. Ezekb®l a számunkra szükséges információkat noao.digiphot.ptools.txdump taskkal egy .dat fájlba mentjük, majd egy awk parancs le-
amelyet a program a
futtatásával kinyerjük a fényességkülönbségeket egy újabb fájlba. A fénygörbék elkészítéséhez
3
a Gnuplot nev¶ programot használtam.
2 http://hea-www.harvard.edu/RD/ds9/ 3 http://www.gnuplot.info/
7
Fénygörbék
NSVS 14256825 -0.6 -0.5 -0.4
diff mag [mag]
-0.3 -0.2 -0.1 0 0.1 0.2 0.3 0.4 154.44
154.46
154.48
154.5
154.52 154.54 HJD [2456000+]
154.56
154.58
154.6
1. ábra. 2012.08.14.
NSVS 14256825 1.8 1.9 2 2.1 diff mag [mag]
6.
2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 155.3
155.35
155.4
155.45 HJD [2456000+]
2. ábra. 2012.08.15.
8
155.5
155.55
155.6
MR Del -1.25
-1.2
-1.15
diff mag [mag]
-1.1
-1.05
-1
-0.95
-0.9
-0.85 172.25
172.3
172.35
172.4 HJD [2456000+]
172.45
172.5
172.55
173.45
173.5
173.55
3. ábra. 2012.09.01.
MR Del -1.2
-1.15
diff mag [mag]
-1.1
-1.05
-1
-0.95
-0.9
-0.85 173.25
173.3
173.35
173.4 HJD [2456000+]
4. ábra. 2012.09.02.
9
7.
Összefoglalás
Úgy érzem, hogy sok új ismeretet szereztem a nyári gyakorlaton. Megtanultam a szegedi és a piszkéstet®i 40 cm-es távcsövek kezelésének alapjait. A gyakorlati tapasztalatokon kívül b®vült az elméleti tudásom is. Az adatok feldolgozása során megtanultam és gyakoroltam több Linux alapú szoftver használatát. Megismerkedtem az
IRAF alapvet® utasításaival.
A tudásomban még nagyon sok hiányosság van, de szeretnék tovább tanulni és lehet®leg az elkezdett méréseket folytatni, további fénygörbéket el®állítani.
8.
Köszönetnyilvánítás
Ezúton szeretném megköszönni Dr. Székely Péternek, hogy betanította a távcs® kezelését, az
IRAF program használatát. A felmerül® problémákban és kérdésekben mindig segített.
Köszönöm, hogy segített elintézni, hogy eljussunk Piszkéstet®re.
Köszönet illeti Szakáts
Róbertot, aki Piszkéstet®n végig melletünk állt és segített minden elméleti és gyakorlati probléma megoldásában. Megköszönöm Dr. Szatmáry Károlynak, hogy engedélyt adott a Szegedi Csillagvizsgáló m¶szereinek használatához.
10
