Star Analyser pozwala poczuć cały temat i uświadomić gdzie jest mielizna, gdzie jest łatwo i nie ma się co przejmować, a gdzie nie można iść na kompromis. To ważne, bo jeśli zdecyduje się na jakieś ruchy w docelowy sprzęt, to raczej będą to operacje poważne, bolesne i z takich, po których człowiek nawet okularu sobie nie kupuje przez parę lat ;) Na pewno jest też to bardzo wartościowy dodatek edukacyjny dla każdego kto ma do czynienia z popularyzacją astronomii amatorskiej. Jednak tym razem chciałbym się skupić na nieco innym aspekcie. Przeczytajcie mały fragment jednej z moich wypowiedzi na AP z czasów "rozpoznawania bojem":
" Siedząc nad kalibracją zebranego materiału, niestety doszedłem do kilku niezbyt optymistycznych wniosków. Moja aktualna rozdzielczość to mniej więcej 8.3 angstrema na pixel. To wcale nie jest powalający wynik. Wygląda też na to, że aby dojść z zasięgiem i czytelnym widmem w rejony poniżej 14 Mag. (tam gdzie poluję na nowe zmienne) muszę zorganizować sobie albo więcej światła, albo czulszy sensor... Niby więcej światła powinno wyjść taniej, ale jak przyjdzie do tak dużego przyrostu masy OTY, że będę musiał jej też wymienić podwozie, to może się okazać, że kwoty jakie wchodzą w grę przy takim rozwiązaniu przekroczą koszt czulszego sensora."
Wydawało by się, że to co powyżej to proste wnioski z prostej analizy zebranego materiału. Tak to prawda, ale jednocześnie bardzo duże niedopowiedzenie. Dlaczego? Bo zaczynając pracę z jakimś zagadnieniem jako osoba niedoświadczona nie bardzo wiesz co się dzieje. Dla jasności, widzisz w swoim materiale jakiś problem, nazwijmy go X. Kłopot w tym, że jest kilka potencjalnych możliwości które mogą nasz nieszczęsny X wywołać. Zacznijmy od prostego przykładu. Nie możesz dopaść swojego obiektu. Niby wszystko jest jasne, nie ustawiłeś prawidłowo kadru więc go nie ma - przykład takiej wpadki? - proszę bardzo: http://astropolis.pl/topic/37876-gdzie-jest-moja-r-leo/
Zamiast świecącej R-Leo dostaję puste miejsce (spodziewałem jej się w rejonie zaznaczonym prostokątem). Nie ma i zaczynają się pytania. Spartoliłem nalot? Jakim cudem, GOTO działa niezależnie od siatek dyfrakcyjnych wsadzonych w tor optyczny teleskopu. A może mój spektrometr "zeżarł" całe światło z R-Leo i dlatego jej nie widzę. Może moje wcześniejsze testy dla oszacowania zasięgu po funkcji czasu naświetlania zawierają błąd? A może ja źle wyliczyłem maximum R-Leo i wcale nie miała w chwili naświetlania klatki okolic +5 mag (co na 60 sek. klatce powinno przepalać niemalże piksele nawet w sensorze potraktowanym siatką dyfrakcyjną) tylko znacznie mniej i tu leży przyczyna?
Tak, w końcu dojdziesz, sam lub dopytując na forum, ale to kosztuje czas i może wprowadzić w błąd (zaraz to rozwinę). Zaczynając pierwsze kroki czy to w fotometrii czy spektrometrii zawsze jest ten pierwszy okres gdzie uczysz się macając wszystko dookoła. Ja wiem, ze odkopywanie prawdy taką metodą to frajda :) Wiem z doświadczenia jakie to uczucie gdy szukając odpowiedzi, to do czego wyciągnąłeś łapę okazuje się miękkie ciepłe i puszyste a jakie gdy nęcące światełko okazuje się w dotyku otwartym płomieniem :( Jeden z tych rejonów gdzie trzeba zachować szczególną ostrożność jest kalibracja zebranego widma.
Coś wam pokażę, będzie zabawa w stylu znajdź błąd na rysunku :) Na początek mój wynik analizy spektralnej Rosette Nebula w największej rozdzielczości jaką mam (po kliknięciu otworzy się w pełnej rozdzielczości):
Generalnie jest to poprawnie skalibrowany materiał, jednak jest pewien aspekt w prezentacji wyników który nie jest do końca prawidłowy. Aby wyjaśnić, muszę powiedzieć parę słów jak się za to zabrałem.
Pierwszym odruchem jest kopanie w sieci i dopytywanie ludzi mających już w temacie jakieś doświadczenie. W moim przypadku dostałem radę by oprzeć się na Liniach Blamera. Na pierwszy rzut oka jest to całkiem sensowna idea. Jednak jak sie zastanowić, nie jest to poprawne podejście. Po pierwsze, rejestrując widma gwiazd bardziej nastawiamy się na ślady absorpcyjne a nie emisyjne. Seria Blamera to znaczniki emisyjne. Raz, że nie jest proste doszukiwać się ich w ciągłym widmie słabej gwiazdy, a dwa, że nasz amatorski sprzęt przeważnie operuje w rejonach gdzie jakości nieba daleko do doskonałości wszelkiego rodzaju łuny miejskie / przemysłowe przeważnie gdzieś tam sobie nad nami wiszą, a to oznacza, ze dostaniemy też trochę cywilizacyjnego śmiecia np. od ulicznych sodówek.
Po chwili zastanowienia, doszedłem do wniosku, że mam dwie drogi. Pierwsza to wykorzystanie do kalibracji linii absorpcyjnych naszej atmosfery jest ich cała masa ale te odpowiadające atmosferycznemu tlenowi są doskonale widoczne zawsze. Rozwiązanie proste ale nie do końca precyzyjne, prążki tlenu atmosferycznego są bardzo silne i nie zawsze pozwalają dokładnie skalibrować otrzymane widma co do pixela, a to oznacza, że możemy wpakować się w błąd nawet o skali kilku angstremów (dla mojego obecnego zestawu mam 8.3 angstrema na pixel). Knując dalej ostatecznie podjąłem decyzję kalibracji na na jakiś silnych liniach które których źródłem będą same mierzone obiekty. Za dobrego kandydata uznałem linie H gamma albo H delta. W końcu wodór jest praktycznie w każdej gwieździe (poza tymi najbardziej sędziwymi które wypaliły go do ostatniego atomu).
Pomysł wypalił, na moim spekrogramie który widzicie powyżej, własnie te linie posłużyły kalibracji. I wszystko było by pięknie gdyby nie mały szkopuł. Zapomniałem o efekcie Dopplera :) Generalnie, nie wpadłem w pułapkę błędnej klasyfikacji dzięki faktowi, że operuję sensorem czarno białym. Raz zidentyfikowane linie H gamma i H delta pozwoliły mi poprawnie rozpoznać pozostałe. Jednak tworząc spektrogram wszystkie widma ustawiłem tak, aby miały obie wspomniane linie w jednym miejscu. A to nie prawda, bo przecie gwiazdy nie stoją w miejscu :) Dało to efekt drobnych przesunięć w liniach atmosferycznego tlenu. To do nich powinny być skalibrowane wszystkie wykresy, co ładnie pokazało by niewielkie różnice w położeniu linii absorpcyjnych pochodzących z atmosfer samych gwiazd ujawniając dodatkowo, czy dana pacjentka oddala się od nas czy przybliża :)
