Összefoglaló. a Csillagász MSc kötelező nyári szakmai gyakorlatáról. Írta: Barna Barnabás. Témavezető: Dr. Szabó M. Gyula

Átírás

1 Összefoglaló a Csillagász MSc kötelező nyári szakmai gyakorlatáról Írta: Barna Barnabás Témavezető: Dr. Szabó M. Gyula 2013

2 A Csillagász MSc kötelező szakmai gyakorlatát 2013 nyarán végeztem el. A két hetes gyakorlatot két részletben teljesítettem: július 29-től augusztus 7-ig a szombathelyi Gothard Asztrofizikai Obszervatóriumban, míg augusztus 8-tól 16-ig az MTA Konkoly Thege Miklós piszkéstetői megfigyelőállomásán. Munkám fő motivációja a szombathelyi echelle spektrográffal való mérés begyakorlása, valamint spektrumok analízisét (csillaglégköri paraméterek iterálása, abundanciaszámítás) végző programok használatának elsajátítása. Mindezen ismereteket a diplomamunkámban fogom felhasználni, melynek témája bolygóval rendelkező csillagok abundanciaanalízise lesz. Szombathely Gyakorlatom helyszínéül elsősorban azért választottam a szombathelyi csillagvizsgálót, mert így lehetőségem nyílt megismerni és begyakorolni a csillagászati spektroszkóp használatát. Emellett témavezetőm, Dr. Szabó M. Gyula iránymutatása mellett tudtam megkezdeni a diplomamunkámra való felkészülést, valamint több szakemberrel Dr. Csák Balázs, Dr. Simon Attila is együtt dolgozhattam. A szombathelyi obszervatórium egykori műhold-megfigyelő épülete, melyben most az 50 cm-es RCC teleszkóp és az irányítószoba kap helyet Az első nap a csillagvizsgálóval illetve az ott dolgozókkal való megismerkedés után elkezdtem feldogozni az ajánlott szakcikkeket. Ezek az utóbbi néhány hónapban az abundancia/analízis témájában megjelent cikkek voltak, melyek főleg exobolygós-, kisebb részben pedig pulzáló változócsillagok mintáját vizsgálta. Az abundancia-analízis legnagyobb feladata, hogy megállapítsuk a vizsgált csillaglégkör paramétereit, melyek meghatározzák az egyes spektrumvonalak alakját is. Ezen paraméterek a Teff, log(g), v*sin(i), [Fe/H] (mely önmagában is abundanica), valamint a makro- és mikroszkópikus sebességturbulenciák. A fenti paraméterek megállapítására több megoldás is kínálkozik. A Szabó Gyula által írt R-szkript keresztkorrelációval keresi a vizsgált spektrummal legjobb egyezést mutató összehasonlító spektrumot. Ez utóbbiak esetünkben ún. Munari-modellek voltak, amelyeket atomfizikai számítások alapján készítettek és szabadon letölthetőek a Gaia Spectral Library-ből. A keresés menete során először a szoláris fémességű ([Fe/H]=0) spektrumokat választja csak ki a program, és ez alapján találja meg a legjobb egyezést adó effektív hőmérsékletű és felszíni gravitációjú modellt. A következő keresés már adottnak veszi ezt a két értéket és a fémességet, valamint a rotációs sebességet határozza meg. A vázolt módszer azonban optimális esetben is csak durva pontossággal bír, mivel a lekérhető modellek paraméterei nem folytonosan választhatóak: a Teff-et pl. 250 K-es ugrásokkal lehet beállítani, míg a log(g) és a [Fe/H] esetében ez az érték 0,5. További gyakorlati problémát jelentett,

3 A H béta vonalának vörös oldali szárnya, különböző Teff (4750, 6000, 7250, 8500 és 9750 K-en) és log(g) (2, 2.5, 3.5, 4.5 és 5) értékeknél

4 hogy a csillagvizsgáló szerverére korábban letöltött Munari-csomag erősen hiányosnak bizonyult. A több ezer adatfájl átvizsgálására külön programot kellett írnom, amely által visszaadott lista még mindig túl hosszú ahhoz, hogy egyesével pótoljuk a modelleket. Ezek hiánya azonban a vártnál is nagyobb hibát jelenthet: egy, a későbbiekben részletesebben is vizsgált, 4970 K effektív hőmérsékletű csillag spektrumát az 5000 K-es modellek hiányában nem 5250 K-esnek találta a program, hanem 6000 K-esnek. Amennyiben azonban a vizsgált csillag olyan tartományba esik, amelyet lefednek a Munarimodellek, úgy a program a megfelelő paramétereket választja ki, ezt alátámasztják a szombathelyi stáb korábbi cikkei is. Munkában a szkript, azonban rossz a találat További programozási feladatot jelentett a spektrumok összefűzése. Az ugyanazon mérési éjszakán egy objektumról felvett spektrumok egyesítése bizonyos mértékig javítja a jel/zaj viszonyt. A feladatra egy Python-programot írtam, mely csúszóátlaggal fésüli össze a felhasznált spektrumokat. Érdemes az adatpontok száma és a jel/zaj aránynak megfelelően több intervallumot is kipróbálni 0,1 és 0,5 Angström között. A HD exobolygóval rendelkező csillag két kimért spektruma (piros ill. zöld), valamint két különböző (0,1 ill 0,5 angströmös) csúszóintervallummal egyesített színképe

5 Mérőeszközök és mérési esték Szombathelyi tartózkodásom alatt három éjszaka sikerült mérnem a 500/4500 Ritchey-Chrétien te lesz kóppal, melynek kezeléséhez Dr. Simon Attilától kaptam segítséget. Az 50 cm-es, f/9-es fényerejű távcső által lefókuszált fény optikai kábelen jut a spektroszkóphoz. Az echelle spektrográf a távcső alatti stabil hőmérsékletű szobában található, akárcsak a Th-Ar spektrállámpa, mellyel a kallibrációs flat-képek készülnek. A reflexiós lépcsős rács lehetővé teszi a magas elhajlási rendek használatát, melyeket 3,2 megapixeles CCD kamerával tudunk rögzíteni. A műszeregyüttes spektrális felbontása az optikai színképtartományban R= A mért objektumok több hazai csillagász kívánságlistájából kerültek ki, tekintettel a szükséges mérési gyakoriságra és az éjszaka minél teljesebb kihasználására. A csillagok többsége Cepheida illetve kettőscsillag volt. Minden éjszaka felvételre került a β Ophiocus spektruma is, melyet a kiértékelés során radiális sebességsztenderdnek használunk. Az 50 cm-es távcső mérés közben Expozíciós idő Felvételek száma V1334 Cyg β Oph V1344 Aql DL Cyg TYC Expozíciós idő Felvételek száma β Oph V1344 Aql FN Aql DL Cyg V1334 Cyg 600 2

6 Expozíciós idő Felvételek száma β Oph V1344 Aql FN Aql TYC V1334 Cyg Piszkéstető Az echelle spektroszkóp augusztus 8-tól az MTA Konkoly Thege Miklós Obszervatórium Piszkéstetői Megfigyelőállomására került. Mivel még nem volt alkalmam mérni a piszkési távcsövekkel, így jó lehetőség kínálkozott a helyszínnek és a teleszkópoknak a megismerésére. A spektroszkópot és a hozzá tartozó eszközöket (Th-Ar spektrállámpa, laptop stb.) Csák Balázs szállította Szombathelyről, amit ő maga szerelt fel az egy méteres teleszkópra. A méréseket közösen végeztük. Ott tartózkodásom ideje alatt hét éjszakából öt alkalommal volt derült az ég, ezek mindegyikén sikerült érdemi munkát végezni. A célobjektumokat a szombathelyihez hasonló, szűkített listából választottuk ki, szem előtt tartva az ég minőségét és a távcső minél nagyobb kihasználását. Megjegyzendő, hogy ezek a mérések nem képezik szerves részét későbbi diplomamunkámnak, a hangsúly mások munkájának segítésén és az echelle spektroszkóp használatának megismerésén volt. A piszkési 1 méteres távcső Expozíciós idő (s) Felvételek száma TYC α Cas Expozíciós idő (s) Felvételek száma β Oph 30 5 HD

7 Expozíciós idő (s) Felvételek száma β Oph GSC V889 Her V1344 Aql FN Aql V1334 Cyg TYC TYC HD Expozíciós idő (s) Felvételek száma β Oph GSC V889 Her TYC V374 Peg Expozíciós idő (s) Felvételek száma Nova Del Nova Del FN Aql V1334 Cyg α Cas 30 10

8 Az utolsó éjszaka előtti napon érkezett a hír, miszerint egy nóva bukkant fel a Delfin-csillagképben. Mivel a spektroszkóp az utánunk következő hetekben is a méteres teleszkópon maradt felszerelve, remek lehetőség kínálkozott a nóva nyomon követésére. Az első méréseket tehát mi végeztük Csák Balázzsal, majd egy héten keresztül Dr. Kovács József figyelte meg a Nova Del 2003-t. A Delfin csillagképben feltűnt nóva és a színképében feltűnő erős P Cygni vonalprofil (Dr. Kovács József képei) A megfigyelési munkán túl további konzultációkat folytattam az abundancia-analízis kapcsán. Piszkéstetőn Dr. Derekas Aliz mutatott be egy új, komplexebb programot, melyet Hans Bruntt dán csillagász írt IDL nyelvre. Használatával nem csak a légköri paraméterek határozhatóak meg sokkal nagyobb precizitással és hibabecsléssel, hanem a fémesség ([Fe/H]) mellett további abundanciák is jól számíthatóak. A program (meglehetősen hosszas) telepítése után próbaképpen egy szombathelyi mérésű exobolygós csillag, a HAT-P-22 összefésült spektrumát igyekeztünk abundálni. Az első teszt számos hasznos tapasztalattal zárult, melyek közül a legfontosabb az volt, hogy a precíz abundanciákat csak nagy felbontású spektrumoknál lehet elérni, és úgy tűnik, hogy a szombathelyi 500/4500 Ritchey- Chrétien teleszkópra szerelt echelle spektrográf R=11000-es felbontása ehhez nem elégséges. Az ezt követő napokban több analízist is elvégeztem a Derekas Aliztól kapott vörös szubóriás csillag spektrumain, melyet a Kanári-szigetek-i obszervatórium R=63000-es felbontású echelle spektroszkópjával kerültek felvételre. Derekas Aliz kérésére a felvett spektrumokat egyesével, valamint összefésülve is elemeztem. Az alábbiakban egy abundancia-analízis lépéseit veszem sorra, valamint összegzem a tapasztalataimat és az eddigi eredményeket. Abundancia analízis A kiredukált és hullámhossz kallibrált színképeket a kallibráció utolsó lépéseként kontinuum normálni kell. Az IRAF programcsomag onedscec -> continuum taszkja praktikus, gyors normálásra biztosít lehetőséget. A választott függvénnyel (spline3, lagrange stb.) az egész vagy csak egy kiválasztott tartományon megilleszti a spektrum kontinuum-burkolóját, melynek a relatív intenzitása egy értékű lesz így a különböző normált spektrumok is összehasonlíthatóak vagy összefűzhetőek lesznek. Esetemben a kapott spektrumok hullámhossztartománya több, mint 600 nm volt, ráadásul az echelle spektrumok kontinuum-szintje igen radikálisan szokott változni; mindezek miatt az említett IRAF taszk nem tudott pontosan normálni. Megoldásképpen csak a teljes színép egy részintervallumát használtam fel az analízis során, mely még így is bőségesen tartalmazott használható vonalakat. Munkám első lépéseként tehát az adatfájloból, melyek két oszlopban tartalmazták a hullámhosszakat, valamint a normálatlan relatív intenzitás értékeket, kivágtam a 4500 és 7000 Angström közötti intervallumot. A onedspec -> wspectest taszkkal fits kiterjesztésű képfájljá alakítottam, amelyet egydimenziós színképként kezel az IRAF. Csak ezután következhetett a continuum taszk hazsnálata,

9 mellyel tipikusan os fokú köbös spline függvényeket illesztettem a spektrumra. Végül a onedspec -> rspectest taszkkal visszaalakítottam az immáron normált színképet az eredeti text formátumúvá. A kivágott, ám még normálatlan színképrész......és ugyanez a nagyléptékű normálás után Látható, hogy ezzel csak a nagyléptékű normálást végeztem el, kisebb hepe.hupák még előfordulnak a színkép teljes tartományán. A vonalról vonalra való normálás az IRAF-ben is elvégezhető intervallumok kijelölésével, a Hans Bruntt által megírt IDL-programcsomag rainbow kódja azonban praktikusabb erre a feladatra. Itt kiválasztottam egy, az vizsgált színképhez hasonló modellspektrumot, majd interaktívan kijelöltem azokat a pontokat ahol a két spektrum összeérhet, vagyis ugyanazt a relatív intenzitást veszi fel természetesen ezek a pontok többségében a kontinuum-szinten voltak. A pontok felvétele

10 után lehetőség van mindig spline-függvényt illeszteni rájuk, ezzel ellenőrizve a normálás folyamatát. Az analízis ezen szakasza meglehetősen időigényes (1000 Angström nagyjából egy órányi munka), sőt előfordul, hogy a későbbi eredmények ismeretében vissza is kell térni a normáláshoz, hogy bizonyos vonalak szárnyait egyesével a kontinuum-szinthez igazítsam. A precíz normálás viszont elengedhetetlen ahhoz, hogy a program a későbbiekben jól becsülje meg az abundancia értékeket. Kisléptékű normálás a modellspektrum (zöld) segítségével, pontról pontra (piros) Mindez belenagyítva Következő lépésben a vwa_view kóddal egy kiindulási modellt lehet készíteni, a becsült Teff, log(g), vmic, v*sin(i), illetve vmac megadásával. Ennél a pontnál lehet különösen hasznos a fentiekben bemutatott közelítő számítás. Az utolsó két paraméter dinamikusan állítható a vwa_view-ban: a v*sin(i)-t és vmac-t az analízis ezen szakaszában kell minél pontosabban meghatározni. Mivel az újonnan készített modell nem illeszkedik az összes számunkra érdekes vonalra, így csak egy közelítő becslés lehetséges a két sebességparaméterre. Miután megtaláltam a helyesnek vélt értékeket, a vwa_view kiválasztja azokat a vonalakat, amelyeken a program a későbbiekben elvégzi az illesztését. Ehhez korrigálnom kellett a kód által helyesnek vélt félérték-, valamint vonalszárny-szélességeket, mivel ezeket rendre alulbecsüli. Miután ezzel is végeztem, elindítom a mintegy vonal ezek alapján való illesztését és nyugovóra térek.

11 Új modellspektrum (piros szaggatott vonal) a becsült paraméterek alapján A legalább másfél órás procedúra végeztével elkészül az első, kimért színképvonalak illesztésén alapuló modell, mely azonban még jócskán tartalmaz pontatlanul, vagy teljesen hibásan illesztett vonalakat. A vwa_exam kód egyesével mutatja meg a kiválasztott vonalak és környezetük illesztését. Ezeket szubjektív vizsgálat, vagy feltételek megadásával lehet tovább szűrni, eliminálni. Az atmoszferikus paraméterek pontos meghatározásához vas vonalakra van elsősorban szükség: legalább ionizálatlan (Fe1) és 7-8 egyszeresen ionizált (Fe2) a minimális mennyiség. Az Fe1 vonalak esetében megkövetelhető feltétel a teljesen pontos illeszkedés, az Fe2-eseknél azonban alacsony számuk miatt már engedményeket kell tenni. A modellspektrum elhibázott...

12 ...és sikeres illesztései vas vonalakon Az ilyen módon leszűkített, már megillesztett vonallista abundanciaértékeit már meg lehet jeleníteni a vwa_merge kóddal. Ez a programrészlet az ekvivalens szélesség illetve gerjesztési potenciál függvényében ábrázolja az egyes [Fe/H] értékeket az alább látható módon. A kettős ábrázolásnak az az előnye, hogy a különböző atmoszferikus paraméterek más-más módon befolyásolják ezt a két vonaljellemzőt. Az effektív hőmérséklet például elsősorban a Fe1-es vonalakra és azoknak is főleg az ekvivalens szélességükre van hatással, míg a mikroszkópikus sebességturbulencia változtatása a gerjesztési potenciált befolyásolja. Helyes értéket akkor kapunk ha a két grafikonon az illesztett egyenesek közel vízszintesek (tehát egy abundanciaérték felé mutatnak ), valamint az Fe1 és az Fe2 vonalak azonos abundanciaértéket adnak. Ekkor minden a boldogság zöld színében úszik. Amennyiben nem a pontos paraméter értéket találtuk meg előzőleg amire igen jó az esély úgy egy új modellt kell alkotni, majd az új paraméterekkel végigilleszteni a már kiválasztott vonalakat. Az összehasonlítások nyomán történő iterálással lehet eljutni a kívánt eredményig. Sok próbálkozás után minden zöld! Az iteráció végeztével, már a helyes paraméterek ismeretében érdemes visszatérni a vwa_exam vonalszelekciós tábláihoz és jól illesztett (egyéb) fémvonalakat keresni. Esetemben tipikusan szilícium-, titán-, kobalt-, vanádium- és króm-vonalakat lehetett még nagyobb számban találni, így ezekre a program jó pontossággal tud abundanciát ([X/H]) értékeket számolni.

13 A piszkési tartózkodásom ideje alatt, valamint az azt követő egy héten három színkép elemzését végeztem el ugyanazon objektumról (két egyedi, valamint egy összefésült). Az analízisek során, bár nem minden alkalommal ugyanazokat a vonalakat használtam fel, a kiválasztási elv azonos volt. Az eredmények is igazolják ezt, mivel a paraméterek eltérése minimális, minden bizonnyal hibahatáron belüli (a hibaszámítást még nem végeztünk, de lehetőség nyílik erre is a fenti diagramok meredekségeinek bizonytalansága alapján). Effektív hőmérséklet Gravitációs gyorsulás logaritmusa Mikroszkópikus sebességturbulencia Fémesség Tervek a közeljövőre A nyári szakmai gyakorlatot a diplomamunkámat szem előtt tartva igyekeztem elvégezni. Bár konkrét eredmények vagy mérések még nem készültek hozzá, sikerült elsajátítanom a későbbiekben használandó mérési és kiértékelési módszereket. A célként kitűzött téma nem-tranzitos exobolygóval rendelkező csillagok abundancia-analízise, illetve korreláció keresés bizonyos elemek (pl. oxigén, szén) mennyisége és a bolygórendszerek tulajdonságai között. Ehhez azonban új abundancia-programra, vagy pedig a már meglévő módosítására lesz szükség; továbbá elemezhető színképekre. Utóbbi okán a közeljövőben újabb szombathelyi méréseket tervezek. Szeretném megköszönni a szakmai gyakorlat alatt kapott segítséget Derekas Aliznak, Szabó M. Gyulának, Csák Balázsnak és Simon Attilának!