Fedési kett scsillagok fénygörbéinek el állítása

Átírás

1 Szegedi Tudományegyetem TTIK Kísérleti Fizikai Tanszék Fedési kett scsillagok fénygörbéinek el állítása BSc Szakmai gyakorlat Készítette: Mitnyan Tibor Fizika BSc hallgató Témavezet : Dr. Székely Péter egyetemi adjunktus Szeged 2012

2 Tartalomjegyzék 1. Célkit zések 2 2. Elméleti háttér Változócsillagok Az apertúra és a dierenciális fotometria elve Használt m szerek 3 4. A mért objektumok 4 5. Észlelések 5 6. Az elkészült képek feldolgozása Korrekciók A heliocentrikus Julián-dátum beírása a.t fájlokba A képek összetolása A fotometrálás menete Az eredményül kapott fénygörbék 6 8. Összefoglalás Köszönetnyílvánítás 10 1

3 1. Célkit zések A távcsövek és az IRAF kezelésének elsajátítása. CCD képek készítése különböz fedési kett scsillagokról több éjszaka folyamán. A készített CCD képekb l el állítani a csillagok fénygörbéjét egy nemzetközi projekt számára, amely a DWARF nevet viseli. Tapasztalat és anyagok gy jtése a közeljöv ben készítend szakdolgozathoz. 2. Elméleti háttér 2.1. Változócsillagok Változócsillagnak nevezzük azokat a csillagokat, melyek fényessége emberi id tartományon belül valahogyan változik. A változócsillagok különböz típusai: Eruptív változók: Felszínükön id nként hatalmas anyagkidobódások történnek, ezek okozzák a fényességváltozást. Kataklizmikus változók: Felszín kön vagy belsejükben történ hatalmas termonukleáris robbanások hozzák létre fényességváltozásukat. Pulzáló változók: A fényességváltozásukat a különböz típusú rezgések okozzák, általában periodikusan. Rotáló változók: Az ilyen típusú csillagok fényességváltozása csillagfoltoknak vagy ellipszoidális változásoknak köszönhet. Fedési kett scsillagok: Olyan kett scsillagok, melyek keringési síkja éppen a látóirányunkba esik. Fényességváltozásukat az okozza, hogy közös tömegközéppontjuk körüli keringésük során periodikusan és kölcsönösen kitakar egy részt az egyik csillag a másikból Az apertúra és a dierenciális fotometria elve Apertúra fotometria esetén a csillag fényességét úgy határozzuk meg, hogy a képeken egy képzeletbeli, kör alakú nyílást (apertúrát) helyezünk a csillag köré és az ezen belül található pixelek intenzitását összeadjuk. Ezt azonosítjuk a csillag fényességével. Az ilyen módon kapott magnitúdó értékekb l levonjuk egy állandó fényesség, ún. összehasonlító csillag fényességét. Ellen rzés céljából képezzük az összehasonlító és egy harmadik, ún. check csillag fényességének különbségét is, amit ha az id függvényében ábrázolva egyenest kapunk, akkor a kiválasztott csillag valóban alkalmas az összehasonlító szerepre. Ezt az eljárást dierenciális fotometriának nevezzük, amely megadja a csillag relatív fényességváltozását. A csillag relatív fényességváltozását az id függvényében ábrázolva megkapjuk a csillag fénygörbéjét, amib l rengeteg hasznos információt tudhatunk meg az adott kett sr l, 2

4 mint például a keringési periódust vagy az inklinációt, azaz a látóirány és pályasík által bezárt szöget. 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) Látómez 17' x 11' Felbontás 1,33/pixel Sz r k Johnson UBVR c I c 1. táblázat. A Szegedi Csillagvizsgáló távcsövének adatai 1. ábra. A szegedi 40 cm-es távcs 3

5 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 SBIG ST-8300 CCD Camera CCD Chips Kodak KAF-8300 Pixelszám 3326 x 2504 (RA x DEC) Látómez 24' x 18' Felbontás 0,19 /pixel Sz r k Bessell B, V, R 2. táblázat. A Piszkéstet i Obszervatórium robottávcsövének adatai 2. ábra. A piszkéstet i 40 cm-es távcs 4. A mért ob jektumok 4

6 Név RA [h m s] Dec[ ' ] Észlelés helye MR Del Szeged NSVS Piszkéstet NSVS Piszkéstet 3. táblázat. A mért objektumok 5. Észlelések A méréseket nagy részt két társammal, Balog Bertalannal és Hatala Kornéllal közösen végeztük és között, amikor az id járás lehet vé tette. Méréseinkhez a Szegedi Csillagvizsgáló 40 cm-es, illetve a Piszkéstet i Obszervatórium 40 cm-es távcsöveket használtuk. A képek mindegyike V sz r ben, azaz a látható fény tartományában készült. Az expozíciós id ket minden esetben a csillag fényességéhez igazítva választottuk meg úgy, hogy a csillag pixeleinek beütésszáma a háttérb l megfelel en kiemelkedjen, de semmi esetre se legyen beégve. Így az MR Del esetében 20, illetve 30, a másik két csillag esetében pedig 120 másodpercet exponáltunk. A mérend objektumokat a DWARF projektben szerepl k közül választottuk ki a meggyelhet ségük alapján. 6. Az elkészült képek feldolgozása A képek feldolgozását az Image Reduction and Analysis Facility, röviden IRAF nev programmal végeztem. Ahhoz, hogy pontos eredményekhez juthassunk, az elkészült.t formátumú képeken el ször különböz korrekciókat kell végrehajtanunk Korrekciók Bias-korrekció: a CCD kamera kiolvasási hibáit tudjuk vele korrigálni. Ehhez 0 s expozíciós idej, ún. bias képeket készítettünk minden éjszaka méréseihez, melyeket utána a noao.imred.ccdred.zerocombine taskkal összeátlagolunk. Az elkészült átlagolt bias képpel az összes többi képet korrigáljuk (dark, at, objektum). Dark-korrekció: a kamera sötétáramának korrigálására szolgál. Ez a képi hiba a h mozgásból adódik, mely a pixelekben többletelektronokat okoz. Dark képek készítéséhez, a kamera zárt shutter-ral készít képeket, így a CCD-kamera nem jut fényhez és csak a h mozgásból adodó elektronokat detektálja. Különböz expozíciós idej darkokat kell készíteni a at és objektum képekhez egyaránt. A már bias-korrigált dark képeket a noao.imred.ccdred.darkcombine nev taskkal tudjuk összeátlagolni. Az elkészült átlagolt képekkel korrigáljuk a at és objektum képeket. Flat-korrekció: Az optikai elemeken lév szennyez dések okozta képi hibákat, valamint a CCD kamera pixeljeinek különböz kvantumhatásfokából ered hibákat lehet vele korrigálni. A at képek elkészítésére napnyugta után, illetve napkelte el tt van id nk. A körülbelül egyenletes fényesség égboltról készítünk képeket. Ha többféle színsz r vel 5

7 dolgozunk, akkor mindegyikhez külön-külön szükséges. A at képeket a noao.imred.ccdred.atcombine nev taskkal tudjuk összeátlagolni, majd az elkészült átlagolt képpel korriglájuk az objektum képeket. Miután elkészültek az átlagolt korrekciós képek, a különböz korrekciókat a noao.imred. ccdred.ccdproc taskkal tudjuk elvégezni A heliocentrikus Julián-dátum beírása a.t fájlokba Ahhoz, hogy a fénygörbét heliocentrikus Julián-dátumban tudjuk megjeleníteni, át kell konvertálnunk a.t fájlok fejlécében található id ket. Ehhez a noao.astutil.setjd taskot alkalmazzuk A képek összetolása Mivel a távcs nagy pontossággal képes követni a csillagot, de tökéletesen nem, ezért az éjszaka során a csillag helyzete a képeken kis mértékben változik. A fotometria elvégzéséhez el ször el kell érnünk, hogy a csillag minden egyes képen ugyanabban a pozícióban legyen. Ezt a noao.immatch.xregister taskkal tehetjük meg, amely az összes képet egy megadott referenciaképhez illeszti. Mivel így a képek szélénél elvész néhány sornyi/oszlopnyi pixeltartomány, a mérésnél ügyelni kell arra, hogy a mérend objektum nagyjából a kép közepén tartózkodjon A fotometrálás menete Miután elkészültek a korrigált, összetolt és heliocentrikus Julián-dátummal ellátott képeink, hozzákezdhetünk a fotometriához. El ször az imexamine taskkal elmentjük a vizsgált, az összehasonlító, valamint az ellen rz csillag képi koordinátáit, majd a lementett koordináták megadása után az egyes csillagok heliocentrikus Julián-dátumához tartozó fényességét a noao.digiphot.apphot.phot taskkal nyerhetjük ki. A kapott.mag1 fájlokból a számunkra szükséges információt (heliocentrikus Julián-dátum, magnitúdó, magnitúdó hiba) a noao.digiphot.ptools.txdump taskkal, egy egyszer adatfájlba irányíthatjuk, s utána ezt egy awk paranccsal átalakíthatjuk úgy, hogy azokból végül a fényességkülönbségeket kapjuk. Végül nem maradt más hátra, mint a fénygörbék ábrázolása, amit pl. a Gnuplot nev programmal tudunk megtenni. 7. Az eredményül kapott fénygörbék A közös és saját mérések kiértékelése után összesen 7 használható, azaz minimumot tartalmazó fénygörbét kaptam, amelyekb l 2 darab származik saját mérésb l, a többi pedig közös. Némelyik görbén kivágott részek, esetleg a pontok nagy szórása gyelhet meg, amely els sorban a felh knek köszönhet. 6

8 NSVS HJD ábra Piszkéstet (közös mérés) -2.5 NSVS HJD ábra Piszkéstet (közös mérés) 7

9 1.8 NSVS HJD ábra Piszkéstet (közös mérés) 1.8 NSVS HJD ábra Piszkéstet (közös mérés) 8

10 -1.25 MR Del HJD ábra Szeged (közös mérés) MR Del HJD ábra Szeged (saját mérés) 9

11 -1.25 MR Del HJD ábra Szeged (saját mérés) 8. Összefoglalás Dolgozatomban ismertettem a szakmai gyakorlat célkit zéseit, a hozzá szükséges elméleti háttért, a gyakorlat során használt m szereket, az észlelések helyét és idejét. Ezen felül beleírtam még, hogyan jártam el és milyen módszereket alkalmaztam az elkészült képek feldolgozása során. Végül bemutattam a gyakorlat eredményét képez fénygörbéket. 9. Köszönetnyílvánítás Szeretném megköszönni Dr. Székely Péternek, hogy elvállalta a témavezetést, megtanította a távcs kezelését, az IRAF program használatát. A felmerül problémákban és kérdésekben mindig segített. Köszönöm Dr. Szatmáry Károlynak és Dr. Kiss Lászlónak, hogy engedélyt adtak a Szegedi Csillagvizsgáló, illetve a Piszkéstet i Obszervatórium 40 cm-es távcsövének használatához. Továbbá köszönet illeti még Szakáts Róbertet, aki Piszkéstet n segítette munkámat. 10

12 Hivatkozások [1] Kun Emma, 2011/12, Gömbhalmaz-RR Lyrae-k fénygörbéinek vizsgálata, a [Fe/H] (P, f31) "vasformula" ellen rzése, Diplomamunka, SZTE [2] Papp Dávid, 2012, GALEX szubtörpék és fehér törpék fotometriai nyomkövetése, Szakdolgozat, SZTE [3] Kun Emma, 2010, Az NGC 6834 nyílthalmaz fotometriai vizsgálata, TDK dolgozat, SZTE 11