Piszkéstetői csillagászati megfigyelés

Átírás

1 Piszkéstetői csillagászati megfigyelés Hegedüs Dávid, Kincses Dániel, Rozgonyi Kristóf ELTE TTK Fizikus MSc I. Mérés ideje: Mérésvezető: Vinkó József

2 1. Bevezetés 1.1. A piszkés-tetői obszervatórium A Magyar Tudományos Akadémia Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének piszkés-tetői megfigyelőállomása a Mátra hegységben helyezkedik el. Az itt végzett megfigyelések, illetve a gyakorlat célja, hogy megismerkedjünk a csillagászati képfeldolgozás alapjaival, illetve betekintést nyerjünk a csillagászati megfigyelések mikéntjébe. Az első, bevezető feladathoz használt távcső egy CCD-kamerával felszerelt 60/90/180 cm-es Zeiss gyártmányú Schmidt távcső, amelyet 1962-ben állítottak üzembe. A gyakorlat során lehetőségünk volt megtekinteni Magyarország legnagyobb távcsövét is, amely egy 1 méter átmérőjű Zeiss gyártmányú Ritchey-Chrétien-Coudé távcső [1] A CCD-detektorok jellemzői A CCD-kamerák pixelekből állnak, amelyek mindegyike egy-egy félvezető (általában szilícium) lapka [2]. Egy ilyen lapka egyik oldalán egy néhányszor tíz mikrométer vastagságú szigetelő réteg (szilícium-dioxid) található, ami fölött egy elektróda helyezkedik el. Ha a szilícium réteget fény éri, fotoeffektus által elektronok lökődnek ki a kristályrácsból. Ha az elektródára pozitív feszültséget kapcsolunk, kialakul egy potenciálgödör, amiben az elektronok összegyűlnek (1. ábra). 1. ábra. A CCD egy pixelének vázlata 1

3 Az expozíciós idő alatt egy ilyen pixelben a beérkező fotonok számával egyenesen arányos számú elektron gyűlik össze (ideális esetben). Mivel hőmozgás hatására is kiléphetnek elektronok, ezért a berendezést hűteni kell, hogy ezt a sötétáramot kiküszöbölhessük. Ha az egyes elektródák alatti területeket (pixeleket) különböző erősségű megvilágítás éri, az adott potenciálgödörben összegyűlt töltéscsomagok is különböző nagyságúak lesznek. Ha kiolvassuk a pixelekben lévő töltések mennyiségét, meghatározhatjuk, hogy az adott pontokban milyen erős fényhatás érte a detektort. Az elektródákra kapcsolt feszültségek változtatásával léptethetjük, majd kiolvashatjuk a töltéscsomagokat, ennek vázlata látható a 2. ábrán. 2. ábra. A kiolvasás menete Fontos megjegyezni, hogy egy CCD kép önmagában még nem használható fel tudományos célokra, először több korrigálást is el kell végezni a képeken, a sok különböző hibaforrás miatt - az alábbiakban ezek felsorolása következik. Az egyik fontos hibaforrás a kiolvasási zaj - kiolvasáskor sosem pontosan annyi elektront olvasunk ki mint amennyi valójában volt az adott pixelben, hanem van egy körülbelül 7 elektronos hiba (ezt nulla expozíciós idővel felvett képpel lehet vizsgálni). Ez fényes objektumok esetén (azaz igen sok kiolvasandó elektron esetén) kevésbé jelentős, azonban halvány objektumoknál nagy hibát eredményez. Egy másik fontos jellemzője a CCD detektoroknak, hogy mindig van valamennyi elektron a pixelekben, megvilágítástól függetlenül. Ezért fontos mindig készíteni egy sötétképet (azaz megvilágítás nélküli 2

4 képet), majd ezt le kell vonni a vizsgálandó képből (ha ezt nem tennénk meg, nem teljesülne a linearitás). Ezen kívül szokás készíteni egyenletes megvilágítású képet is, amivel le kell osztani a vizsgálandó képet - ezzel korrigálhatunk a hibás pixelekre, illetve a különböző pixelek különböző érzékenységére. 2. Képfedolgozási alapfeladatok Az első feladatnak kaptunk pár felvételt az Orion csillagképről, amiken elsőnek alapvető képfeldozói algoritmusokkal kiértékelésre alkalmas képeket kellett készítenünk. Ezután egy online csillagadatbázis segítségével azonosítottunk 10 csillagot Képek korrekciói A feladat elvégzésére az alábbi képek áltak rendelkezésünkre: 12 korrigálandó kép, 3 kép 4 különböző színszűrővel 15 sötétkép, 20,60 és 180 sec expozíciós időre 5 kép 9 kép 0 expozíciós idővel készítve (bias képek) A képek korrekcióit az IREF nevű csillagászati képfeldogozó programcsomaggal végeztük. Először a darkcombine és zerocombine szkriptekkel elvégeztük az egyes expozíciós időhöz tartozó sötétképek és a bias képek átlagolását. Persze ekkor a 0 expozíciós időhöz tartozó intenzitások rajta vannak a sötétképeken, ezért levontuk ezekből az átlagolt bias képet. A kiértékelendő képekből ezután levontuk mind a korrigált sötétképeket, mind a bias képet. Az elemi műveleteket a imarith paranccsal végeztük el. Azt, hogy milyen expozíciós idő tartozott az egyes felvételekhez, a header file segítségével adtuk meg. Több kép 15 s exp. idővel készült, ezekhez a 20 s exp. idővel készített sötétképeket használtuk. A korrigálandó felvételek átlagolása előtt a képek közötti eltolást korrigáltuk a xregister kereszt korrelációt használó algoritmus segítségével. Az összetolt képeknek a mediánját vettük a combine paranccsal, ezzel megkapva a korrigált képet az egyes színszűrőkre. 3

5 2.2. Csillagok azonosítása Csillagok azonosításához a felvételeinket összehasonlítottuk a Sloan Digital Sky Survey (SDSS) égtérképével. Itt a 12-es data release vizuális égtérképét, az ún. Navigate Tool-t használtunk [3]. Az SDSS térképen beálítottuk a felvételeink koordinátáit, majd a fényes objektumok által kirajzolt "alakzatok" segítségével tájékozódtunk a mért képeken. A felvételeink középpontjának a koordinátái fokban: ra = dec = Az SDSS térkép és az általunk kalibrált R szűrővel mért kép: (a) Az SDSS térkép, a mérés koordinátáira (b) Az R szűrővel mért kalibrált tér- pozicionálva ívmásodperc/pixel kép, aminek a felbontása ívmásod- felbontással perc/pixel Ezután a mért felvételeken azonosítottunk 10 csillagot. A képen nem csak csillagok, hanem galaxisok is látszanak, ezért nem triviális, hogy egy objektum csillag vagy galaxis. Az SDSS térképen ez fel van tüntetve az egyes objektumoknál, ezért a képeken csak ilyen jeleket kerestünk. Az azonosított csillagok adatai: 4

6 SDSS égtérképről leolvasott kapott felvételről ra [ ] dec [ ] u [mag] g [mag] r [mag] i [mag] z [mag] x [px] y [px] táblázat. A kiválasztott csillagok leolvasott adatai Ahol a ra és dec oszlopok jelölik a csillagok égi koordinátáit, az u,g,r,i,z oszlopokban vannak az SDSS által mért látszólagos magnitúdók értékei, az x és y oszlopok pedig az általunk mért képeken a csillaghoz (közepéhez) tartozó pixelértékek. 3. Mérések magnitúdó kalibrációja az SDSS adataihoz A mérési feladat elején kaptunk 3 előre kalibrált képet, amelyek ugyanarról a galaxisról, különböző színszűrővel készültek. A képeket összeillesztettük, és így hamis színes képet állítottunk elő. A képeken külön-külön beállíthattuk, hogy a mért intenzitáshisztogramok, mely tartományát ábrázoljuk, így "játszhattunk" a keletkezett kép kontúrjaival. Ezután azonosítanunk kellett a képen látható galaxist, a koordinátái alapján. Ehhez a NED [4] online adatbázist használtuk. A kép középpontjának a koordinátái: ra = 14h 03m 12.5s dec = +54d 20m 56s Ezeken a koordinátákon a Messier 101 nevű galaxis található. Számunkra most nem ez a forrás, hanem a környezetében lévő rengeteg csillag. A mérési feladat során ugyanis 5

7 ezeknek a csillagoknak a segítségével állítottuk elő a mért kép és az SDSS adatok látszólagos magnitúdói között lévő kalibrációs egyenest. A ds9 nevű képfeldolgozó szoftver segítségével letölthettük azoknak a csillagoknak a mért magnitúdóadatait, és pozícióit, amelyek az M101 galaxis környezetében találhatóak. (A Sloan égboltfelmérésből kihagyták a Messier 101 galaxist és a közvetlen környezetét) Ekkor a csillagok pozícióit a program automatikusan ráhelyezi a mért képre. 4. ábra. M101 galaxis az adatbázisból szűrt objektumokkal Látható, hogy az SDSS-ből letöltött adatok nem tökéletesek, hiszen például vannak olyan pozíciók, ahol nem található (mérhetően fényes) csillag. Ezeket a hibákat majd a kalibrációs eljárás során ki kell szűrnünk az adatsorunkból. A képen így meghatározott csillagokra megvalósíthatjuk az apertúrafotometriát. Ekkor a kiválasztott objektum köré egy kört "rajzolunk" és a körön belüli intenzitást összeintegrálva kapjuk meg a csillag fényességét adott színszűrőre. (Az apertúrafotometriához használt körök nem az ábrán szereplő zöld körök, mert azok az SDSS objektumok pozícióit jelölik.) Az így kapott intenzitásból még le kell vonni az égi háttér fotonjait is. Ezt úgy tehetjük meg, hogy az apertúra köré rajzolt körgyűrű integrált intenzitását levonjuk a csillag intenzitásából. Ezzel a módszerrel megkaphatjuk a csillag látszólagos magnitúdóját. Az apertúrafo6

8 tometria során a csillag köré egy 6 pixel sugarú kört rajzoltunk, az égi hátteret pedig egy 10 pixel belső sugarú, 5 pixel széles körgyűrű alapjá számoltuk. Azonban az így kapott és az SDSS értékek nem egyeznek meg. Ez a mérések különbözőségeiből (színszűrőrendszer, más mérési helyszín, kalibráció, stb.) adódik, de a különböző mérések azonos skálákra hozhatók. Ideális esetben adott objektumra ugyanazt a magnitúdóértéket kellene hogy kapjunk, ekkor az adatok közti kalibrációs függvény egy 1 meredekségű egyenes lenne ha az SDSS magnitúdókat a mért magnitúdók függvényében ábrázoljuk. A valóságban az adatok ettől egy kicsit eltérnek, emiatt a kalibrációs egyenes egy kicsit más meredekségű, a különböző mérési érzékenyégek miatt pedig a tengelymetszet eltérhet az origótól. Vagyis az így kapott adatsorra illesztett egyenes lesz az átviteli függvény. A kalibrációt mi az I színszűrővel mért (vörös) adatfile-ra határoztuk meg. Első lépésben kiszedtük azokat az adatpontokat, amelyek hibásak voltak az SDSS-ben mert nagy volt a magnitudójuk hibája, vagy kiestek a képünk látómezejéről, esetleg nem tartozott hozzájuk a képen csillag. Így 963 csillag alapján dolgoztunk. (a) A magnitudó értékpárok eloszlására illesztett egyenes (b) Az illesztett egyenestől való eltérések 5. ábra. Az SDSS katalógus alapján és a képen apertúra fotometriával meghatározott magnitudó értékek 7

9 Az adatok szűrése az alábbi metódus alapján történt: Meghatározzuk a (data-fit)/error értékeket, azaz a pontoknak az illesztett egyenestől való eltérésük és a pontok hibájának a hányadosát az alábbi módon: y f(x) ( y)2 + ( x f (x)) 2 Meghatározzuk a (data-fit)/error eloszlás szórását Kiválasztjuk azon pontokat, amik eltérése 3σ-n belül van Megillesztjük újra az egyenest Ezek után ezt az eljárást addig ismételjük, amíg a program már nem szűr ki egy pontot sem A szűrés után az adatpontok száma 813-ra csökkent, az így elkészített magnitudó ábrák a 6. ábrán láthatók. 6. ábra. A magnitudó ábrák a (korreláció a mért és az elméleti között és az illesztéstől való eltérések) a szűrés után. Az egyenes illesztés jelentősen javult az alkalmazott szűrés után. illesztett egyenesek az alábbiak: A két esetben m sdss = (6.428 ± 0.157) + (0.770 ± 0.013) m f (1) m korrigált sdss = (3.681 ± 0.054) + (0.993 ± 0.004) m korrigált f (2) 8

10 4. Összefoglalás A mérés során megismerkedtünk a piszkés-tetői obszervatóriummal, illetve az ott található távcsövekkel, műszerekkel. Betekintést nyertünk az asztrofizikai képfeldolgozás alapjaiba az IRAF, illetve a ds9 programcsomag használatán keresztül: elvégeztük egy CCD kép részletes korrigálását és sikeresen azonosítottunk rajta csillagokat az SDSS adatbázis segítségével, valamint elvégeztünk egy magnitudó kalibrációt. Ezúton köszönjük az útmutatást és segítséget Vinkó József mérésvezetőnek, és a piszkés-tetői obszervatóriumnak, hogy a körülményeket biztosították. Hivatkozások [1] [2] Fűrész Gábor, Meteor Csillagászati Évkönyv (2002) [3] [4] 9