Amatorska fotometria CCD w praktyce - egzoplanety metodą tranzytową
 
Za nami dwa artykuły wprowadzające w fotometrię CCD. Wiemy już na co zwracać uwagę przy doborze sprzętu. Opanowaliśmy oprogramowanie fotometryczne oraz specyfikę i ograniczenia naszego amatorskiego zestawu, opracowując krzywą blasku z testowej sesji gwiazdy typu RR. Jeżeli czytając wymienione artykuły udało Ci się w praktyce przeprowadzić opisywane testy i ćwiczenia, jesteś na dobrej drodze do zabrania się za bardziej wymagające obiekty. Na przykład egzoplanety, zanim krótkie, wiosenne noce wyeliminują nam niebo silnymi gradientami wędrującymi szybko wzdłuż horyzontu. 

Gdzie szukać egzoplanet?

Pytanie może wydawać się nieco dziwaczne w Google-rzeczywistości, ale gdy zaczynałem realizację pierwszych rejestracji pozasłonecznych planet, nie było wcale oczywiste gdzie amator może próbować się dokopać do efemeryd, czym się kierować i czy aby na pewno to co odkopał jest poprawne (trafiłem na sporo błędnych materiałów). W styczniu 2009, przy moich pierwszych rejestracjach tranzytów, sieć była znacznie uboższa niż teraz. Dla amatora z Polski były to czasy nieaktywnej już AXA (Amateur Exoplanet Archive) i myszkowania za nie zawsze poprawnymi efemerydami, bezpośrednio w bazach uniwersyteckich (czasem w dziwnych językach). Dziś jest łatwiej, sprawniej i lepiej. Doskonałym przykładem skutecznego wsparcia i zorganizowania jest czeska Exoplanet Transit Database - ETD - http://var2.astro.cz/ETD/
 
 
Po wejściu w zakładkę transit predictions - http://var2.astro.cz/ETD/predictions.php - i wprowadzeniu naszej pozycji geograficznej, dostaniemy w jasnej, czytelnej formie precyzyjne efemerydy planet pozasłonecznych, tranzytujących w dogodnych dla obserwatora warunkach. Coś, co kilka lat temu zajmowało mi godziny, dostajemy na tacy w sekundy. Jak już wspomniałem, załoga ETD przesiewa spore już ilości znanych nam pozasłonecznych układów planetarnych, podając nam jedynie dogodne obiekty na daną noc. Dogodne, czyli takie, których tranzyt zmieści się dla nas w godzinach nocnych (dzienne są eliminowane) i nie zbliży się do horyzontu na mniej niż 20*. Należy jednak pamiętać, że tranzyt który kończy się 21* nad horyzontem w kierunku, gdzie mamy łunę od naszego miasta, kępę drzew, latarnię, wzgórze lub są to okolice, w których przebywa nasz łysy satelita, to kiepski pomysł.
 
http://www.astroamator.com/images/astrodata/poradniki/fotometria-tranzyty/FP1-CCD.jpg
 
Mamy tu wszystko co potrzeba: 
 
BEGIN<>CENTER<>END
 
- czyli początek, środek i koniec tranzytu (uwaga, wszystko w czasie UT), dodatkowo mamy wysokość obiektu nad horyzontem w danym punkcie czasowym i orientacyjny kierunek, dobrze jest zwracać na to uwagę, w pobliżu horyzontu jest sporo syfu, światła i drzew.
 
D<>V<>DEPTH
 
- czyli długość tranzytu, jasność gwiazdy dla filtru V oraz głębokość tranzytu, na pierwsze próby najlepiej brać tranzyty szybkie <120min. I raczej głębsze >0.01 mag.
 
ELEMENTS COORS
 
- to akurat bardzo przyda się naszemu GOTO
 
Prawie każdej nocy możemy dobrać swobodnie więcej niż jeden dosyć głęboki, szybki i wysoki tranzyt. Po wejściu w link dla upatrzonej egzoplanety, dostaniemy dodatkowo bardzo przyzwoitą mapkę z DSS z pięknie oznaczonym obiektem, powtórzone wszystkie koordynaty i listę dogodnych tranzytów dla naszej pozycji geograficznej, dla wybranego egzoświata na cały rok (patrz rys. wyżej). Jak przekazać swoje dane do ogólnodostępnych zasobów? Najsensowniejszym na tę chwilę krokiem wydaje się TRESCA Database w opisywanej już ETD. W zakładce contribution znajdziemy wszystko co potrzeba by podzielić się zgromadzonymi danymi - http://var2.astro.cz/ETD/contribution.php  . Automat on-line Czechów jest sprawny, a format danych przejrzysty na tyle, że za pomocą dwóch, trzech ruchów w Open Office spreparujemy wymaganą składnię, bazując na formacie wyjściowym większości popularnych aplikacji fotometrycznych (osobiście transformaty wykonywałem na danych z plików wynikowych Muniwina i Maxima).
 
 
Poniżej przykład danych fotometrycznych w przygotowanych w formacie akceptowalnym dla TRESCA Database.
 
StartDate  : 20090428
Object  : wasp-14
Observer  : Wardak, Marcin (WMK)
E-mail  : Ten adres pocztowy jest chroniony przed spamowaniem. Aby go zobaczyć, konieczne jest włączenie w przeglądarce obsługi JavaScript.
Location  : Poland
Latitude  : +52.08
ELongitude  : +21.02
Aperture  : 120 mm
Filter  : C
Exposure  : 10 sec
ClkCorrn  : 0 sec
Comment  : clr, slim moon near horizon
Loss column  : N
 
2454950.3769560186,-1.405
2454950.3776736110,-1.379
2454950.3783912039,-1.393
2454950.3791087964,-1.401
2454950.3798379633,-1.409
2454950.3805555557,-1.393
2454950.3812731481,-1.395
2454950.3820023150,-1.401
2454950.3827199074,-1.374
2454950.3834375003,-1.397
2454950.3841550928,-1.412
2454950.3848726852,-1.400
2454950.3856018521,-1.409
2454950.3863194445,-1.386
2454950.3870370374,-1.402
2454950.3877546298,-1.403
2454950.3884722223,-1.401
2454950.3892013892,-1.427
2454950.3899189816,-1.394
2454950.3906365740,-1.408
2454950.3913541669,-1.390
2454950.3920717593,-1.427
2454950.3927893522,-1.391
2454950.3935185187,-1.389
2454950.3942361111,-1.405
2454950.3949537040,-1.395
2454950.3956828704,-1.390
 (...)
 
W brew pozorom, dając nasze dane do ogólnego worka robimy coś więcej niż tylko poprawianie bazy statystycznej. Na danych tranzytowych amatorów z całego świata prowadzonych jest kilka ciekawych projektów, z których dla mnie osobiście, najbardziej intrygujący jest ten dający spore szanse na amatorskie odkrycie świata ziemio-podobnego - http://www.homepages.ucl.ac.uk/~ucapdki/exomoons.html 
 
 
W skrócie, wszystko rozbija się o TTV - "transit time variations", czyli zmiany momentu tranzytu (czasu w połowie między wejściem w tranzyt i wyjściem z niego). Najmniejsze niepewności momentów tranzytu zarejestrowanych przez amatorów mają 2-3 minuty, czyli maksimum tego, co przewiduje się dla oscylacji wywołanych na gazowym gigancie typu HAT-P-3b przez księżyc o rozmiarach przypominających Ziemię. Oznacza to, że praca tylko na materiale amatorskim będzie bardzo trudna, ale jeżeli obserwacji będzie dużo, to można potwierdzić, że "coś jest w eterze" i planeta stanie się „wartą czasu“ na dużych teleskopach ziemskich, lub HST.
 

Co może pójść nie tak? - praktyczne problemy które prawdopodobnie spotkasz.

Rejestrowanie tranzytów egzoplanetarnych wymaga nieco większej czułości w kwestii co, jak i w jakich warunkach rejestrujemy, niż jest to wymagane przy amatorskiej fotometrii gwiazd zmiennych, gdzie precyzja o wartości 0.1 mag w wielu projektach jest akceptowalna. O liniowości i ograniczeniach wynikających z budowy tańszych sensorów było już wspominane. W skrócie, tańsze sensory mają kilka "cech" które nie są zbyt dobre dla fotometrii. Przede wszystkim mają bramki ABG zapobiegające bloomingowi. To rozwiązanie niestety załamuje liniowość tego typu kamer po przekroczeniu konkretnego wysycenia piksela. Daje się z tym żyć i zdobywać wartościowy materiał, jednak należy zdawać sobie sprawę z ograniczeń sensora w trakcie ustalania czasu naświetlania dla sesji. Trzeba się po prostu wstrzelić pomiędzy górną granicę, gdzie bramki ABG załamują nam liniowość, a dolną granicę, gdzie stosunek S/N przestaje rokować na sensowne dane.
 
 
Więcej informacji i porad jak sobie z tym radzić w praktyce oraz jak wyznaczyć graniczne wartości ADU, gdzie nasza kamera CCD będzie rejestrować liniowo znajdziecie w poprzednich artykułach. Czas powiedzieć o mniej przewidywalnych czynnikach, które mogą znacząco pogorszyć jakość naszego materiału. Pierwszy z nich, to kłopoty z czasem naświetlania. W brew pozorom, nie zawsze to co mówi nam nasz sprzęt jest prawdą i nie zawsze robi dokładnie to o co go poproszono. W skrócie, trzeba pilnować by wszystkie nasze klatki fotometryczne miały taki sam realny czas naświetlania. Wydawało by się, że jeżeli nie operujemy w pobliżu punktu załamania liniowości naszego sensora, wszystko powinno być ok, gdy większość klatek będzie zarejestrowana z czasem 59 sek., kilkanaście z czasem 60 sek., a kilka z czasem 61. sek. Niestety, 2 sekundy różnicy w naświetlaniu przy minutowych klatach to prawie 4% różnicy. To ma wpływ na tło, na sam obiekt, na gwiazdę referencyjną itd. itp. Łapiąc egzoświaty, operujemy przecież w najlepszym wypadku na dwóch, trzech setnych magnitudo. Problemem mogą być niedokładne timery sprzętowe (np. masowe piloty do aparatów DLSR po 25pln z Allegro, które potrafią dać efekty i niedokładności jak te opisane wyżej), zapluskwione sterowniki naszych kamer, kłopoty samego systemu w trakcie sesji no i oczywiście nie ufamy własnym rękom.
 
 
Kolejnym problemem może się okazać ciasnota w kadrze. Trzeba pamiętać, że większość aplikacji fotometrycznych dostępnych dla amatorów, opiera się o algorytmy aperturowe. W większości przypadków mamy nad nimi całkowitą kontrolę i tu właśnie czyha niebezpieczeństwo. Łatwo ogłupić algorytmy, nie do końca przemyślanymi ustawieniami parametrów fotometrii. Przyjrzyjcie się dwóm grafikom poniżej, obie przedstawiają krzywe tej samej pary gwiazd ref.-var., obie bazują na tym samym materiale, jedyną różnicą jest zastosowana apertura pomiarowa. Dla apertury 2 piksele widzimy bardzo szybką (kilkadziesiąt minut) cykliczną, płytką (ok. 0.25 mag) zmianę jasności naszego obiektu. Dla apertury 6 pikseli Krzywa blasku jest nudniejsza niż mój zeszłoroczny PIT... Co się stało?
 
 
 
To efekt problemów algorytmu z pomiarem w ciasnym polu gwiazdowym, wywołanym niedoskonałościami prowadzenia. Tuż obok mojego obiektu jest druga gwiazda, w odległości około 3 pikseli. Montaż korygując prowadzenie, co jakiś czas „ruszał” lekko kadrem. Dla algorytmów Muniwina z jakiegoś powodu te drobne zmiany umknęły i biedak zliczał część fotonów, ślizgającej się po granicy apertury pomiarowej, towarzyszki. Po zwiększeniu apertury pomiarowej do 6 pikseli, światło obu bliskich gwiazd było traktowane jak jeden obiekt i „zmienność” okazała się szybko artefaktem. Oczywiście stosowanie dużych apertur pomiarowych i „dołączanie” do naszej nosicielki planet pobliskich gwiazd to proszenie się o kłopoty, ale przy stosowaniu kolorowych matryc i technik lekko niezogniskowanego obrazu, możemy trafić w tego typu problemy w rejonach Drogi Mlecznej, lub stosując krótkie ogniskowe gdzie na każdy piksel matrycy będzie przypadać kilka lub wręcz kilkanaście sekund łuku. Kolejnym czynnikiem który może nam dać dosyć zaskakujące wyniki są śmieci. To nie żart. Przykład poniżej.
 
 
Tak, ten rotujący śmieć, na tej konkretnej klatce „podbił” jasność gwiazdy referencyjnej, generując jedno-klatkowy dołek w krzywej jasności mojego mierzonego obiektu. Oczywiście w rzeczywistości, żadna zmiana nie wystąpiła. Warto przejrzeć materiał zebrany w ciągu nocy pod wspomnianym kątem. Lepiej (i łatwiej) pracować na materiale z kilkoma dziurami po naszej selekcji, niż zaśmieconego przez przemykającego cirrusa lub jakiś złom jak ten powyżej. Oczywiście pilnujemy wszelkiego rodzaju zanieczyszczeń również we własnym ogródku. Jeżeli nasz teleskop daje obrazy jak poniżej...
 
 
...jednocześnie nasz montaż miewa swoje fochy objawiające się bujnięciami na piksel czy dwa w każdą stronę, to gwiazda referencyjna lub nasz obiekt wędrujący raz na jedną raz na drugą stronę granicy „śladu” po naszym farfoclu gdzieś na matrycy, filtrze, korektorze lub obiektywie, może bez dobrego flata pokazać niezwykle ekscytującą, lecz nieprawdziwą zmienność. I to o wartościach dochodzących do dziesiątych części magnitudo (kilka gazowych gigantów tranzytujących na raz! ;) ) Ostatnim z problemów który koniecznie trzeba wymienić to zaświetlenia. Nie lubimy odblasków, gradientów i zaświetleń. Wędrujący odblask przekłamie nam każdy materiał. Podobnie jak nierówności tła wywołane brakiem flata, zaświetlenie wpłynie na pomiar. O ile brak flatów przekłamie nam wynik o identyczną wartość na wszystkich klatkach (jeżeli nie nałoży się na błędy prowadzenia montażu), o tyle wędrujące zaświetlenie może namieszać tylko na części klatek, za to na dużych ich obszarach. Na fotkach poniżej widać dziwne echo (prawdopodobnie wywołane stacjonarnym źródłem światła które generowało jakieś odbicie np. na odrośniku). Wraz z podążaniem teleskopu za uciekającym niebem, przetoczyło się przez cały kadr, całkowicie niszcząc materiał.
 
 
 
To niestety bardzo zła wiadomość dla amatorów pragnących spróbować sił w fotometrii z miasta. Trzeba sobie uzmysłowić, że nawet o ile nasz obiekt będzie wędrować po niebie z daleka od ulicznych latarni mogących wywołać efekt jaki widać na grafikach powyżej, to miasto ze swojej natury nie świeci statycznie. To mieszanka, świateł ulicznych, ruchu, reklam, i tysiąca innych zmiennych w czasie czynników, choćby takich, jak fakt, że o ile o 22:00 większość okien w prywatnych mieszkaniach będzie pracować na siłę miejskiej łuny, o tyle o 3:00 pewnie nie więcej jak 10% z nich będzie ciągle dokładać swoje fotony do całości. Oznacza to, że mniej szkód wyrządzi nam świecący w brudny obiektyw Księżyc, niż światła naszego własnego osiedla, lub narastająca powoli mgiełka... Takie życie.
 
Artykuł opublikowany także w Proximie 2/2012
Pliki cookie ułatwiają świadczenie naszych usług. Korzystając z naszych usług, zgadzasz się, że używamy plików cookie.
Ok