Összefoglaló a Csillagász MSc kötelező nyári szakmai gyakorlatáról Írta: Barna Barnabás Témavezető: Dr. Szabó M. Gyula 2013
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,
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
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 HD189733 exobolygóval rendelkező csillag két kimért spektruma (piros ill. zöld), valamint két különböző (0,1 ill 0,5 angströmös) csúszóintervallummal egyesített színképe
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=11000. 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 2013.07.30. Expozíciós idő Felvételek száma V1334 Cyg 600 2 β Oph 60 10 V1344 Aql 900 2 DL Cyg 1200 2 TYC3143-604-1 1800 2 2013.07.31. Expozíciós idő Felvételek száma β Oph 60 10 V1344 Aql 900 2 FN Aql 1200 2 DL Cyg 1200 2 V1334 Cyg 600 2
2013.08.01. Expozíciós idő Felvételek száma β Oph 60 10 V1344 Aql 900 2 FN Aql 1200 2 TYC3143-604-1 1800 2 V1334 Cyg 600 2 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 2013.08.08. Expozíciós idő (s) Felvételek száma TYC 3130-2431-2 3600 1 α Cas 30 10 2013.08.09. Expozíciós idő (s) Felvételek száma β Oph 30 5 HD183648 1800 1
2013.08.11. Expozíciós idő (s) Felvételek száma β Oph 30 10 GSC 2038-0293 3600 1 V889 Her 900 1 V1344 Aql 900 1 FN Aql 900 1 V1334 Cyg 900 1 TYC 3123-992-1 3600 1 TYC 3550-697-1 3600 1 HD183648 1800 1 2013.08.12. Expozíciós idő (s) Felvételek száma β Oph 30 10 GSC 2038-0293 3600 1 V889 Her 900 1 TYC 2627-638-1 5400 1 V374 Peg 7200 1 2013.08.14. Expozíciós idő (s) Felvételek száma Nova Del 2013 900 1 Nova Del 2013 300 1 FN Aql 900 1 V1334 Cyg 900 1 α Cas 30 10
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,
mellyel tipikusan 15-16-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
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 1300-1400 vonal ezek alapján való illesztését és nyugovóra térek.
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 50-60 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...
...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.
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 4980 3.48 0.80 0.15 4970 3.50 0.80 0.17 4960 3.49 0.77 0.16 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!