Krótki przepis na rozpoczęcie znajomości z amatorską fotometrią gwiazd zmiennych
Jest w sieci sporo bardzo dobrych podręczników traktujących o pierwszych krokach w fotometrii. Z tych lepszych ciągle warte są polecenia klasyki takie jak http://www.aavso.org/ccd-observing-manual lub http://www.citizensky.org/content/dslr-documentation-and-reduction. Wyjaśniają jak to działa i jakie są zasady, ale ciężko znaleźć proste opisy, jak konkretnie dobrać się do tematu. W tym artykule znajdziecie coś w rodzaju przepisu na pierwszą udaną fotometrię dla amatora który jeszcze nigdy nie próbował zmierzyć się z tematem.
Ważnym aspektem naszego pierwszego kontaktu z fotometrią jest dobranie wdzięcznej modelki do rejestracji. Takiej, która łatwo podda się naszym próbom i pokaże to i owo bez przeciągających się gier wstępnych. Dobrą kandydatką na pierwszą randkę będzie gwiazda typu RR. Ten typ zmiennej lubi błysnąć na tyle żwawo, że pozwala ogarnąć całe zjawisko w kilka godzin. Akurat na pierwszą noc praktycznego treningu. Są to gwiazdy łatwe do odszukania, większość z wizualnych obserwatorów zna pozycje kilku z nich, tranzytujących niebo całkiem wysoko, o dowolnej porze roku. Nie powinno być też dla was większym problemem odszukanie ich efemeryd oraz stabilnych gwiazd referencyjnych w pobliżu. Na przykład używając AAVSO VSP - http://www.aavso.org/vsp (Warto tu podkreślić, że manipulując takimi parametrami jak chart orientation, field of view czy magnitude limit możemy całkiem dokładnie odwzorować możliwości naszego sprzętu, co znacząco ułatwi nam późniejszą pracę i dobranie kadru gdy nie mamy GOTO lub nie czujemy się swobodnie w nawigacji po niebie, używając "dziurki od klucza" naszej matrycy i czasem całkiem pokaźnej ilości gwiazd widocznych już na kilku-sekundowych klatkach. Może być to mylące nawet dla znających doskonale "niebo lornetkowe" obserwatorów wizualnych.) . Poniżej przykładowa mapka wygenerowana z AAVSO VSP dla TZ Aur i FOV 0.5 stopnia
Dostajemy też od razu na tacy coś, co na dalszych etapach naszej fotometrii będzie jednym z większych wyzwań (Jęczę o tym, że na etapie na przykład polowań na odkrycia własnych zmiennych, nie łatwo o gwiazdę referencyjną. Dobranie odpowiedniej sztuki do całej zabawy (w czasem mocno ciasnym kadrze) bywa poważnym wyzwaniem, które mnie osobiście kilka razy doprowadziło do szewskiej pasji.) gotowe gwiazdy referencyjne. Wystarczy zaznaczyć opcję "Generate Photometry Table".
Warto tu dodać, że sam dobór pierwszej modelki do pewnego stopnia winien być dokonany z kontekstem możliwości naszego sensora i optyki. Czasy jakie ustawimy na naszej kamerze nie za bardzo dają się sztywno podpowiedzieć. Zależy to od jasności mierzonej gwiazdy (im jaśniejsza, tym krótsze czasy), czułości naszej kamery (im czulsza, tym krótsze czasy) parametrów studni naszej matrycy oraz jej liniowości. Biorąc pod uwagę, że opisuję proces, jakby miała to być pierwsza styczność z fotometrią w praktyce, warto nieco zgeneralizować i przyjąć, że optymalną gwiazdą do pierwszej fotometrii będzie taka, która zapełni histogram naszego CCD do okolic 20-30% w przewidywanym minimum i nie przekroczy 60% w przewidywanym maksimum, przy zastosowaniu tego samego czasu naświetlania w okolicach 10 - 20 sekund. (To zawiłe zdanie ma swoje korzenie w liniowości tanich kamer, bolączek studni i przykrości jaka nas spotyka pod postacią stosunku S/N. Co i jak, można przeczytać w 6-ym numerze Proximy w artykule "Jak zabrać się za fotometrię CCD gwiazd zmiennych" - http://www.astronomica.pl/proxima6.pdf) Dla większości zestawów typu niewielki refraktor + CCD klasy Atik HR/ 314, najłatwiej będzie nam się uczyć na obiekcie o jasności w okolicach 10 mag. Podane wartości są orientacyjne i nie będzie większego problemu jeśli w "najciemniejszym momencie" histogram dla 16 bit. sensora osiągnie 10% wartości maksymalnej, czyli okolice 6.5K ADU i 50% wartości maksymalnej w chwili największej jasności, czyli ok. 32K ADU.
Zbliżamy się powoli do etapu zbierania materiału fotometrycznego. Wiemy już co będzie dobrym pomysłem i czym kierować się w trakcie dobierania czasów ekspozycji. Zostało jeszcze kilka drobiazgów takich jak dobra pogoda, gdy dzieje się coś ciekawego na jednym z obiektów które bierzemy pod uwagę i parę pomniejszych aspektów do zaplanowania. Jednym z nich jest wypracowanie sobie "parametrów" naszej sesji tak, aby zebrany materiał był możliwy do obróbki na domowym sprzęcie, a jednocześnie łatwy do opanowania w trakcie samej procedury. Dobrze jest zaplanować ilość klatek jaką zbierzemy podczas sesji. Odstępy jakie zaprogramujemy zależą od gwałtowności zjawiska (im krótsze/gwałtowniejsze, tym mniejsze odstępy, uzyskamy wtedy pełniejszą krzywą), oraz od zasobów naszego komputera (niestety, 1000 fitów po kilka, kilkanaście megabajtów to dużo. Ich obróbka potrwa, a w skrajnych przypadkach może się okazać nie do ogarnięcia dla naszego starego blaszaka z 2GB ramu na pokładzie. Taka ilość materiału zajmie też bardzo dużo miejsca na naszym zapchanym HDD). Dla zjawisk takich jak sugerowana rejestracja zmiany blasku gwiazdy typu RR, zalecam odstępy w okolicach 60-120 sek. pomiędzy klatkami. Przy średnim czasie fotometrii liczonym na 3-6h da to od 150 do 300 klatek pomiarowych do obróbki. Materiał najlepiej zbierać w formacie .fit który będzie czytelny dla większości darmowych i płatnych aplikacji fotometrycznych. Bardzo dobrym pomysłem jest rozpoczęcie rejestracji na jakiś czas przed rozpoczęciem zjawiska i kontynuowanie zbierania materiału również nieco po formalnym zakończeniu ciekawiącego nas procesu. Dla rejestracji zmiany blasku gwiazdy typu RR warto zacząć minimum 1h przed maksimum i ciągnąć sesję tak długo jak pozwoli nam pogoda, noc lub horyzont. Na etapie pierwszego praktycznego podejścia do fotometrii, aspekt zalecanego filtru fotometrycznego pominę. Jeżeli posiadasz filtr V lub IR-UV cut sprzedany razem z kamerką, wkręć go. Jeśli nie masz nic, nie jest to powód do zmartwień na tym etapie. Zbierz materiał bez stosowania jakichkolwiek filtrów (przy matrycy B/W), lub wstaw w tor optyczny prosty filtr G (dla kamer kolorowych) (Nie jest to konieczne, łatwiej będzie opanować tak zebrany materiał w trakcie pierwszej obróbki.).
Pogoda dopisała. Mamy pierwszy materiał. Tutaj dochodzimy do etapu obróbki. Jestem zwolennikiem oprogramowania MuniPack jako pierwszego kontaktu z fotometrią. To darmowa aplikacja oparta na licencji GNU. Jest bardzo intuicyjna, prosta, doskonale opisana w wielu podręcznikach na sieci (Na przykład tutaj - http://www.as.up.krakow.pl/rzeczy/tutorial.swf. Przystępnie i obrazek po obrazku. Sam soft można pobrać ze stron sourceforge - http://sourceforge.net/projects/c-munipack/files/ ) i bezproblemowa w obsłudze. Praca z nią to czysta przyjemność. Dodatkowo daje spory margines naszej niewiedzy. Prawdopodobnie gdyby nie MuniPack zraziłbym się do fotometrii na samym początku. Dzięki tej aplikacji zdołałem osiągnąć pierwszy wynik metodą "nie wiem do czego to jest, nie wiem co to jest, zobaczmy co z tego wyjdzie". Wyszło i to całkiem nieźle. Na teorię przyszedł czas później :) MuniPack pozwala w prosty sposób przeanalizować zebrany materiał czy to na gwieździe RR, czy to na układzie zaćmieniowym, czy też na tranzytach extrasolarnych. Doskonale sprawdza się (w moim przypadku) przy wszystkich wymienionych aktywnościach nawet po przesiadce na płatne rozwiązania jako "narzędzie wsparcia". Szczególne zasługi oddał mi przy odkrywaniu nowych zmiennych dla projektu VSX. Jak wspomniałem, aplikacja nie zmusza nas do rozumienia wszystkich zachodzących w niej procesów aby osiągnąć wynik, ale jednocześnie pozwala te procesy pojąć, gdy ktoś zapragnie zgłębić, na poziomie amatorskim, co tak naprawdę dzieje się w trakcie obróbki.
Zaczynamy od zgrania naszego treningowego materiału uzbieranego pracowicie podczas nocy testowej. Jak już było wiele razy wspomniane, potrzebujemy zgranej sesji w postaci plików .fit . Materiał powinien być bez żadnych ingerencji z zewnątrz. Klatki winny być dokładnie takie jakie zeszły z naszej matrycy. Należy wyłączyć wszelkie "programowe wspomaganie" które oferuje nam czasem soft producenta kamery. Dobrym pomysłem jest zajrzenie do panelu konfiguracyjnego kontrolującego naszą kamerę i sprawdzenie czy przypadkiem nie mamy tu załączonych domyślnych opcji typu programowe odszumianie, auto dark itp. Nie zawsze wiadomo jaki algorytm wykorzystuje soft naszej kamery. MuniPack będzie pracował na kopiach, nie musimy się obawiać, że cokolwiek napsuje w naszych cennych plikach.
Po uruchomieniu pierwszy raz pakietu MuniPack zobaczymy czystą tabelkę i kilka aktywnych ikonek. Niezbyt zachęcający widok, jednak nie ma się co martwić, wszystko nas tu prowadzi za rękę. Nie sposób się zgubić. Na początek mała informacja. Ten soft pamięta nasze ruchy, ustawienia, wybory i projekty, nie tracimy ich opuszczając program. Dlatego zacznę od kroku który dobrze jest wykonywać gdy będziemy dopiero na pierwszych etapach walk z amatorską obróbką danych fotometrycznych. Pierwsza ikonka od lewej pozwala na uruchomienie opcji „clear files”. To coś w rodzaju gąbki do tablicy. Pozwala usunąć efekty naszej wcześniejszej pracy, testów i prób, aby nie wpływały na to , czym zajmować się będziemy za chwilę.
Po wyczyszczeniu staroci, ikonką z zielonym krzyżykiem uruchamiamy opcję wczytywania do aplikacji naszej nocnej dłubaniny.
Jak widać podmenu jest bardzo klasyczne, nie sposób się zgubić. Zaznaczyć wszystkie interesujące nas pliki, dodaj, zamknij i mamy nasze klatki wskazane do dalszej pracy. Po załadowaniu plików, uaktywni nam się kolejna ikona - „zielony ptaszek”. Ten krok spowoduje, że na bazie naszych plików MuniPack stworzy sobie wewnętrzną ich kopię/obraz w dogodnym dla siebie formacie.
Proces ten jest dosyć szybki. Zależy od rozmiarów plików i możliwości naszego komputera. Na normalnym sprzęcie sto fitów o rozmiarach w okolicach 3MB jest konwertowanych w niecałą minutę.
Po udanej konwersji aplikacja uaktywni kolejną grupę ikonek. Możemy tu wykonać korektę czasu, gdy np. stwierdzimy, że nasz laptop jest o 15 sekund za całym światem, a oprogramowanie przechwytujące kamery nie bazuje na danych z GPS lub skalibrowanego montażu, tylko wstawia do FITów czas systemowy odczytany z laptopa. Tutaj możemy też odjąć biasy, darki i flaty, co w wielu wypadkach jest jak najbardziej wskazane. Przy pierwszej fotometrii, jeśli dysponujemy choćby prostą kamerką CCD dedykowaną do astrofotografii i przy odpowiednich wartościach histogramu oraz wyraźnej zmianie jasności obiektu, brak tego typu standardowej normalizacji będzie zbędny do bezproblemowego osiągnięcia całkiem sensownej krzywej.
(Trzeba jednak wyraźnie zaznaczyć, że jeżeli będziecie chcieli zaangażować się z czasem w jakiś konkretniejszy projekt i/lub osiągnąć materiał o wartości na ogólnie akceptowalnym poziomie / z mniejszym błędem pomiaru / o znacznie większej dokładności, wspomniana normalizacja może okazać się niezbędna, a korekta czasu kluczowa, więc wypada wiedzieć gdzie co jest))
Cały czas spokojnie przesuwamy się od lewej do prawej po belce menu. Kolejnym krokiem jest nakazanie MuniPackowi wykonania analizy fotometrycznej tego co nazbieraliśmy - ikonka żarówki. Aplikacja mozolnie, klatka po klatce, mapując nasze rękodzieło piksel po pikselu, przemieli uzbierany materiał wyznaczając średnią tła, mapując gwiazdy i wyliczając wartość każdego piksela. Na etapie pierwszych prób, nie podpowiadamy jej. Niech zajmie się tym na domyślnych ustawieniach, w większości przypadków poradzi sobie doskonale.
Jak na razie wszystkie wymagane od nas czynności nie są zbyt wymagające. Tym razem jednak zostaniemy poddani próbie... cierpliwości. Właśnie rozpoczęty etap fotometrii potrafi trwać długo. Na słabszych maszynach, przy dużej ilości (kilkaset) dużych plików, nawet godzinami. Na przeciętnym laptopie analiza ok 100 równej jakości klatek, o rozdzielczości w okolicach 1024x768, zajmie kilka minut.
Po zakończeniu tego nieco usypiającego etapu, musimy dokonać ostatniej czynności, niezbędnej do dalszej analizy danych. Trzeba poprosić nasz soft, aby spróbował porównać wszystkie klatki i zalginował je, co pozwoli nam na dalszych etapach na śledzenie zmian, które zaszły na uchwyconych obiektach w trakcie sesji. Do tego celu służy guziczek z małą, zieloną, podwójną strzałką.
Proces jest względnie szybki, może nie tak szybki jak pierwsza konwersja, ale na pewno znacznie szybszy od ostatniego mielenia po użyciu ikonki z żarówką. Problem jednak w tym, że jeżeli warunki nie były w pełni stabilne - np. nasz montaż odpływał w siną dal źle ustawiony na biegun (a może zdrowo popłynąć przez kilka godzin sesji), lub ze swej nisko-półkowej natury szarpie na tyle mocno, że w trakcie ustawionych, np. sześćdziesięcio-sekundowych, przerw pomiędzy klatkami rzuca kadrem na 5 pikseli w różnych kierunkach - to proces alginowania może odrzucić sporą część klatek, których algorytm nie zdoła dopasować. W takim przypadku, przy każdej trefnej klatce, zamiast zielonego symbolu dopasowania, zobaczymy czerwonego iksa wykluczenia. Taka klatka nie będzie brana pod uwagę przy dalszych etapach.
W przypadku gdy ilość odrzuconych klatek jest większa niż "kilka", a wiemy, że nie jest to kwestia np. przelotnej mgiełki, zaparowanej optyki lub cirrusa który nam przepłyną w trakcie sesji (Co oznacza, że branie takich klatek pod uwagę tylko pogorszyło by wyniki i wprowadziło sporo zamętu i niejasności interpretacyjnych zarejestrowanego zjawiska.), tylko "zwykłych" ułomności na przykład naszego prowadzenia (co do pewnego stopnia ciągle może dać niezły materiał wejściowy), można nieco pomóc MuniPackowi. Guziczek „preferences” (to ten z kluczem i młotkiem), zakładka „matching” i lekko modyfikujemy. Dla tych co nie mają ochoty wnikać, dobrym pomysłem jest zwiększenie ilości gwiazd branych do alginu. (powiększenie pola x2 powinno również dać odczuwalny efekt)
Teraz ważny moment. Trzeba dobrać odpowiednią gwiazdę (gwiazdy) odniesienia i wykonać wszelkie akcje z korektą danych. Pierwszą sprawą będzie wprowadzenie korekt do Heliocentric Julian Date i Air mass. Zrobimy to poprzez menu preferences > plotting, tools> helicentric correction i tools>air mass . Co nam będzie potrzebne? Będą nam potrzebne koordynaty RA i DEC naszego celu (do korekty HJD) oraz miejsca skąd obserwowaliśmy (do korekty Air Mass) formaty w jakich należy wprowadzać koordynaty widać na screenie. Nasza aktywność sprowadza się do wprowadzenia tego, reszta w rękach algorytmów MuniPacka. O ile korekta HJD jest raczej dla ew. odbiorcy naszych danych, o tyle korekta AIR MASS już może być istotna dla nas. Dlaczego? Łapiąc coś naprawdę słabego, wszystko jest ważne. Wszystko co choć odrobinę zmniejszy nam błąd statystyczny. Przy tranzytach exoplanet, gdzie rejestrujemy zmiany w okolicach na przykład 0.008 mag, AirMass correction może być kluczowe. Przy gwiazdach RR i zmianach jasności liczonych w pełnych jednostkach magnitudo, możemy spokojnie ten etap pominąć, biorąc pod uwagę, że ma być to jedynie materiał treningowy. Warto jednak wiedzieć gdzie to siedzi i o co tu chodzi.
Po wprowadzeniu korekt zostaje nam ustalenie gwiazd odniesienia. Mamy dwie drogi. Możemy użyć jednej z sugerowanych przez zawodowców gwiazd, (wspomniana wcześniej Photometry Table z AAVSO VSP, lub wybrać coś stabilnego samodzielnie. Robimy to poprzez guzik oznaczony ikonką gwiazdek.
Gdy zdecydujemy się na samodzielne dobieranie gwiazd, najlepiej zrobić to poprzez menu „find variables” (ikonka z lupką). Na górze pojawi nam się wykres STDEV. Wybieramy gwiazdę o podobnej jasności (mniej więcej w tym samym miejscu osi mag, ale leżącą jak najniżej osi stdev) poprzez zaznaczenie (kliknięcie) jej odwzorowania na wspomnianej krzywej, lub poprzez kliknięcie na mapce odpowiedniej gwiazdy referencyjnej. Cała tajemnica. Nie jest to do końca takie proste, ale do pierwszych amatorskich prób w zupełności wystarczy.
Po wybraniu gwiazd / gwiazdy referencyjnej (comp) i zaznaczeniu naszego celu (variable) jesteśmy już o krok od celu. Czas na ostatni ruch, ikonka "plot curve"
Może się przytrafić, że Aplikacja jeszcze raz poprosi o nazwę i koordynaty obiektu (o ile dobrze rozumiem, to zdarza się tak gdy soft przechwytujący nie wypełnia wszystkich oczekiwanych pól nagłówka pliku .fit, ale pewności nie mam) i jesteśmy w domu. Gotowe. Mała ciekwostka, jeśli myślicie, że użyty w tym artykule materiał fotometryczny pochodzi z zaawansowanego sprzętu i wyszedł spod ręki doświadczonego obserwatora, to czeka was niespodzianka. To materiał pierwszego kontaktu z fotometrią totalnego laika, uzyskany z rozklekotanego wtedy EQ6, ze źle ustawioną Polaris, bez guide i ostrością ustawianą na oko na rozlegulowanym fokuserze ;)
Wystarczy nacisnąć "save" i mamy prosty plik wynikowy. Uwaga nie jest to plik w formacie AAVSO / VSX. Dostajemy tu zwykłe V-C w wewnętrznym formacie MuniPacka.Trochę niefajnie, ale to dłuższa historia na inny artykuł.