Tiamat kiedyś powiedział, że astrofotografia to suka. Fotometria też...
JAK AMATOR MOŻE ZAREJESTROWAĆ OBCĄ PLANETĘ?
Kopernik stwierdził, że planety krążą wokół Słońca. To istotne. Skoro w naszym układzie tak jest, to i wokół innych gwiazd jest tak samo. Jeżeli orbity planet obcej gwiazdy są ułożone "bokiem" do nas, to będą, one od czasu do czasu, "przechodzić" pomiędzy tarczą swojej gwiazdy macierzystej a nami. Będą tranzytować. Co kilka, kilkadziesiąt a nawet kilkaset dni, na kilkadziesiąt minut lub godzin, zasłonią część światła swojej gwiazdy. Gdy egzoplaneta jest spora i dosyć blisko swojej gwiazdy, można to zjawisko uchwycić nawet dobrym aparatem fotograficznym z kawałkiem przyzwoitego obiektywu.
Wszystko polega na zrobieniu serii fotografii gwiazdy, którą podejrzewamy o skłonności do posiadania planet. Brzmi bardzo prosto i jest bardzo proste. Gdzie jest haczyk? Nie ma żadnego haczyka, to jest proste. Należy wiedzieć tylko o trzech sprawach:
Pierwsza - Gdzie jest obiekt?
Tu rozwiązaniem jest system GOTO naszego teleskopu. Ponieważ jednak nie każdy ma dostęp do GOTO lub nie każde GOTO jest na tyle precyzyjne, aby trafiać idealnie w obiekt nawet, jak zalginujemy przyzwoicie nasz setup i nie każde GOTO zrozumie o co nam chodzi, gdy zażyczymy sobie aby pokazał np XO-3b, przydadzą się albo koordynaty naszego celu, albo przyzwoite mapy. Wszystkie kolejne kroki zostaną przedstawione na przykładzie układu XO-3.
Wersja dla uGOTOwanych:
RA/DEC= 04:21:53 +57:49.0
nazwa katalogowa: GSC 3727:1064
real photo: FOV= 30'x40'
Dane dla manualnych:
AAVSO PLOTTER (VSP) = http://www.aavso.org/vsp http://www.aavso.org/tmp3/d1386.png
Mapki nalotu = atalaia.org
Zdając się na mapy, musimy jednak znać na tyle swój setup aby wiedzieć, jakie mapy naszykować. Najlepszą drogą wydaje się być mapka o FOV naszego szukacza i zasięgu 6 - 7 mag, druga o polu ok 3* i zasięgu 10 mag i trzecia o FOV odpowiadającym polu 2x większym od pola widzenia naszego sensora i zasięgu odpowiadającym zasięgowi jaki osiągamy na 10-sekundowej klatce z naszego setupu. Dobrym do tego celu toolem (dla mnie) jest Skymap (wersja Lite co jakiś czas pojawia się za darmo na stronach producenta). Soft ten potrafi dostosować zasięg do takich wartości jakie są nam potrzebne, jednocześnie dobrze oddając różnice w jasności gwiazd. Oczywiście inne atlasy też w większości wypadków posiadają analogiczną funkcjonalność.
Druga - Kiedy się zaczaić?
Na to pytanie odpowie efemeryda. Na przykład z ETD database: http://var2.astro.cz/ETD/predictions.php
Przykładowy rekord z bazy:
XO-3 b (Cam)
RA (J2000): 04 21 52.71, DE (J2000): +57 49 01.89,
V = 9.86 mag, dV = 0.005 mag, duration = 173 minutes
Tmid (HJD) - BEGIN (UT/h,A) - CENTER (DD.MM. UT/h,A) - END (UT/h,A)
2455241.367 - 13.02 19:22 - 13.02. 20:48 - 13.02 22:15
Tłumacze na polski:
Tranzyt, o który chodzi w tym zapisie, rozpocznie się 13 lutego 2010 o 19:22 czasu UT a zakończy tego samego dnia o 22:15 czasu UT (dla nas oznacza to 20:22 dla startu zjawiska i 23:15 dla końca zjawiska, btw, to akurat historyczny rekord, oczywiście normalnie szukamy danych dla przyszłości). Pamiętając, że należy zacząć obserwację wcześniej oraz kontynuować rejestrację przez jakiś czas po zjawisku czas odpalenia pierwszej klatki w sesji winien być w okolicach godziny 19:30 a ostatniej w okolicach północy.
Trzecia - jaki sprzęt jest potrzebny?
Pod względem sprzętowym zadanie jest w zasięgu znacznej większości astroamatorów. Nie potrzeba ogromnych katadioptryków po 12 czy 14 cali na montażach o wartości samochodu i topowych kamer. Tranzyt przykładowej XO-3b zarejestrowałem refraktorem SW ED 120/900 na EQ6 i kamerą ATIK 314L. To jednak jest aż nadto. Można to nawet zrobić Canonem z kawałkiem obiektywu na montażu paralaktycznycznym (wrócę do tego za chwilę).
Potrzebny jest montaż zdolny uprowadzić krótkie klatki (czasy jakie wchodzą w grę są oczywiście zależne od czułości sensora, parametrów teleskopu jakim dysponujesz i jasności monitorowanej gwiazdy) - zakres od kilku do kilkudziesięciu sekund jest najczęściej w obiegu. Prowadzenie nie musi być perfekcyjne; tranzyt planety pozasłonecznej HAT-P-12b opisany w dziale obok Egzoplanety z garażu wykonałem bez użycia guidingu. Nieduży teleskop na EQ5/CG5 bez większego napinania się da radę przy stabilnych warunkach pogodowych. Choć posiadanie GOTO na pewno ułatwi zadanie.
Potrzebny do całej zabawy jest też sensor. Są pewne problemy z sensorami kolorowymi w amatorskiej fotometrii, ale nie są to problemy wykluczające tego typu kamery w wielu jej aspektach. To przeszkoda, a nie całkowita dyskwalifikacja. Jak już wspomniałem, da się to zrobić lustrzanką. Najtańsze czułe sensory BW (np. ATIKi czy Meadowskie DSI) są dostępne już po 100$ w drugim obiegu. Jeżeli posiadasz kamerę CCD z popularną matrycą (klasy ICX205AL, ICX285AL, ICX424AL, ICX429AL ) lub czymś lepszym, nie masz najmniejszych problemów. Jeżeli chcesz zawalczyć lustrzanką daj znać. Jest kilka zależności które wyjaśnię w korespondencji. Jeżeli planujesz spróbować sił z internetową kamerką nic z tego nie będzie. Jednak skontaktuj się ze mną. Produkty tej klasy bardzo dynamicznie się rozwijają. Zaglądnę w specyfikację - nigdy nie wiadomo.
Atak na egzoplanetę za pomocą Canona wymaga pewnej "czułości" w technice rejestracji. Nie mam doświadczenia, na którym mógłbym bazować pisząc, co i jak. Mogę jednak skierować do opisu takiej rejestracji popełnionej przez francuski team astromiłośników -L'observation de HD189733 b . Jednym z istotnych "trików" jest ustawienie ostrości tak, aby być nieco poza optimum. Dzięki temu uda nam się obejść komplikacje związane z maską Bayera matrycy aparatu.
ALE JAK TO WYGLĄDA W PRAKTYCE?
- KADROWANIE I CZASY NAŚWIETLANIA
Skoro zacząłem podpierać się konkretnym przykładem egzoplanety XO-3b to wypadało by się tego trzymać dalej. To jeden z tych łatwiejszych technicznie celów. Jest głęboki (prawie 9.8 milimag) i względnie szybki (niecałe trzy godziny) UWAGA! to jasna gwiazda - 9.8 mag. Należy z wyczuciem dobierać czasy, gdyż łatwo wpaść w wysokie wartości zliczeń. Czasy naświetlania klatek winny być dobrane tak, aby cel był w okolicach połowy zakresu kamery (dla sensorów 16 bit z antybloomingiem, nawet nieco poniżej 30K ADU). Dla kamer CCD z popularną matrycą (klasy ICX205AL, ICX285AL, ICX424AL, ICX429AL) i średnich rozmiarów refraktora (80-120mm, bez filtra i celowego niedoostrzenia) czasy jakie dadzą 30K ADU będą oscylować w okolicach 6-10 sekund. (Jeżeli zdecydujesz się walczyć kamerą 12 lub 14 bitową, ew. lustrzanką, staraj się po prostu trafić nieco poniżej połowy zakresu twojego sensora).
Dla osób nie mających wystarczającego doświadczenia, bądź wystarczającego wyczucia używanego sprzętu, jest prosta metoda dobrania czasów. Po ustawieniu obiektu w kadrze, wypalamy 10 sekundową klatkę i sprawdzamy jaką jasność ma gwiazda-cel (w Maximie np. poprzez uruchomienie opcji analyze > photometry i najechanie na gwiazdkę (dostaniemy minimalną i maksymalną wartość pikseli w okręgu), w sofcie Artemisa można to zobaczyć używając funkcji focus asist itd. itd. To jest zależne od funkcjonalności softu użytego do przechwytywania klatek). Dla 16-to bitowych kamerek wynik w okolicach 30 tysięcy będzie ok. Gdy będzie więcej, skracamy czas naświetlania i powtarzamy procedurę. Gdy będzie mniej, podnosimy czas i ponownie kontrolujemy. W przypadku jasnej XO-3b, kalibracja czasu naświetlania będzie operować pojedynczymi sekundami (w opcji bez filtrów i bez poważnego niedoostrzenia).
Kadrowanie jest w sumie dowolne. Ważna jest jedna sprawa. Wykadrować należy tak, aby mieć w kadrze co najmniej jedną stabilną gwiazdę referencyjną. Wróćmy na chwilę do real foto pokazanego już wcześniej:
Ta klatka ma pole w okolicach 30'x40'. Jeżeli dysponujesz zbliżonym FOV, lub większym, ustawienie XO-3b (to ta z czerwonym markerem) w centrum kadru załatwi sprawę. Znajdzie się tu nie jedną stabilną referencje do fotometrii. Ułatwieniem jest to, że nie musimy napinać się i szukać oficjalnych gwiazd referencyjnych po katalogach. Przy tranzycie, tak naprawdę najważniejsze jest jak najprecyzyjniejsze określenie momentu rozpoczęcia (ingress) i zakończenia (egress) tranzytu. Czyli zwykłe V-C będzie wystarczające i wartościowe. Nie musimy nawet znać jasności gwiazdy referencyjnej. Ma być stabilna w trakcie całej sesji i to wystarczy. Jeżeli jednak twój setup ma znacznie mniejsze pole, dobrym pomysłem będzie dobrać kadr tak, aby mieć w polu co najmniej jedną z 4 jasnych gwiazd tworzących prostokąt, na którego jednym z boków ulokowana jest XO-3b. Poniżej mapa z naniesionymi danymi zalecanych gwiazd referencyjnych:
Dane referencyjne możemy pobierać z wielu miejsc, na przykład ze starych baz AXA (dawniej odkryte egzoplanety będą tam ciągle dostępne - http://brucegary.net/AXA/x.htm) lub z plottera AAVSO (opcja photometry table - http://www.aavso.org/vsp). Sporo o tym temacie jest też opisane w dziale poradniki w opowiadaniach "Zmienna Wojna" - Poradniki. Proszę pamiętać, że przy zmienionych czasach naświetlania wymuszonych różnicami pomiędzy setupami, coś co dla jednego jest referencją wartą rekomendacji, dla drugiego może przestać być dobrym odniesieniem, np. dla tego, że dana gwiazda będzie miała ilość zliczeń w pobliżu granicy możliwości sensora. W takim wypadku gorąco polecam jednak przebrnąć przez zrzędzenia Kapitana Sępa ze Zmiennej Wojny ;)
- USTAWIANIE OSTROŚCI i GUIDING
Tu będzie miła niespodzianka. Nie należy się napinać za bardzo z perfekcyjnym ustawianiem ostrości. Większość obcych układów planetarnych w zasięgu amatora jest jasna i nie ma drobnicy w bezpośrednim sąsiedztwie, która wykluczy użycie większej apertury. Niech to będzie po prostu mniej więcej gwiazda (choćby i odrobinę plackowata), a nie obwarzanek i wszystko w tym temacie. Dla osób które zechcą walczyć kolorowymi matrycami, delikatnie przejechanie punktu ostrości w celu poprawienia sobie szans z walką z maską Bayera jest wręcz obowiązkowe. Jedyne czym się skończy ustawienie FWHM na poziomie np. 3.6 zamiast 1.2 będzie to, że użyjemy w trakcie procesu fotometrycznego nieco większej apertury. Wyjaśnię to kawałek dalej ;)
Analogicznie sprawa przedstawia się z guidingiem. Może warte jest przemyślenia czy w twoim przypadku w ogóle go nie odpalać na tak krótkich czasach. Poprawne ustawienie montażu na polarną wyeliminuje w bardzo znacznym stopniu dryf, a przy klatkach liczonych w sekundach guiding może więcej naszkodzić niż seeing.
- CZĘSTOTLIWOŚĆ KLATEK
Biorąc pod uwagę długość zjawiska z jakim mamy do czynienia dla przykładowej XO-3b i czas jaki winien być zarejestrowany, przy pojedynczej klatce mogącej liczyć zaledwie okolice np 10 sek., ilość zebranych klatek mogła by przekroczyć 1500. To oznacza poważne problemy na etapie obróbki materiału. Szczerze mówiąc, nigdy nawet nie próbowałem wykonać fotometrii aperturowej na takiej ilości materiału. Biorąc pod uwagę ilość problemów jakich nastręcza sesja licząca 250 klatek na normalnym domowym pececie, dobrym pomysłem może się okazać zaplanowanie sesji z uwzględnieniem całkiem sporego interwału pomiędzy klatkami.
Z jednej strony, im częstsze "próbkowanie" tym większa precyzja początku i końca zjawiska na zarejestrowanej krzywej blasku. Z drugiej strony, przegięcie pały może zakończyć się brakiem rejestracji całego zjawiska. Przykład? 1500x5mb (standardowy rozmiar pliku .fit opuszczającego CCD) to ponad 7 GB danych. Dyski są tanie, ale czy masz dość miejsca, gdyby taka sesja miała zacząć się następnej nocy? Kiedy ostatnio była sprawdzałeś ilość wolnych zasobów na HDD? Czy oprogramowanie do fotometrii, nie ma przypadkiem ograniczenia ilości plików, które może otworzyć? (Większość nie ma ;) ). Generalnie, ustawienie interwału pomiędzy klatkami nie jest złym pomysłem. Tracimy nieco precyzję z jaką możemy określić punkty startu i końca egresu i ingresu, ale dajemy szanse naszemu kompowi, który będzie musiał się tym potem zająć.
Warto pamiętać o jeszcze jednej sprawie. Proponuję uruchomić w tej chwili jakieś podręczne planetarium i zobaczyć gdzie dokładnie wisi na niebie planowany na daną noc obiekt który wypatrzyliśmy w efemerydzie, w chwili gdy powinniśmy rozpocząć rejestracją zjawiska i w chwili do której powinniśmy ją ciągnąć. Czy aby na pewno setup jest ustawiony tak, że nie sieknie kamerą w pier w tej nieco karkołomnej pozycji startowej? A może ma taką martwą strefę, że zamiast rozpocząć tranzyt zapiszczy radośnie odmawiając wykonania pozycjonowania w rejon tak bliski zenitowi? A czy przypadkiem z planowego miejsca rejestracji, planowany do podglądania układ planetarny nie zajdzie Ci za jakiś budynek lub drzewa w połowie tranzytu?
Na sam koniec, wypadało by jeszcze wspomnieć, ze dobrze by było zrobić kontrolę precyzji zegara systemowego komputera, który będzie odpowiedzialny za przechwytywanie klatek i pomyśleć o takich pierdołach jak wszelkiego rodzaju kondycja różnych baterii, pojemności CFów itd itd. Oczywistości, które przeoczone, mogą poważnie zdezorganizować nasze działania. To przeważnie kilka godzin (najkrótsze tranzyty trwają kilkadziesiąt minut), możliwe, że na przykład na sporym mrozie (nawet jeśli nie dla nas osobiście, to dla naszego sprzętu) i całkiem poważna wędrówka obiektu nad głową.
- JAKOŚĆ DANYCH
W nielicznych dostępnych manualach i opracowaniach jest wiele niepokojących opisów o minimalnych wymaganiach jakie należy spełnić aby z sukcesem zarejestrować obcy świat. Wypadało by jednak wyjąsnić pewną kwestię. Co innego jest być zdolnym do rejestracji , a co innego zarejestrować perfekcyjny materiał. Trzeba wyraźnie powiedzieć, że takie sprawy jak korekta danych o air mass, pełna, poprawna redukja danych, stosowanie heliocentric julian date, czy rejestracja poprzez konkretne i ciężko jeszcze do niedawna dostępne filtry fotometryczne jest ważna. Ale nie znaczy to, że nie spełniając tych warunków nic nam się nie uda, że zebrany materiał jest niewiele warty. Nic bardziej mylnego.
To są sprawy, które nie uniemożliwiają zarejestrowania tranzytu. Słaba jakość danych utrudni życie profesjonalistom chcącym wykorzystać twoje dane lub uniemożliwi im pełną ich analizę o ile zdecydujesz się udostępniać je wspólnym bazom takim jak np. wspomniana wcześniej ETD. To nie jest tak, że nie mając profesjonalnej jakości, twój materiał trafi do kosza. Może kilka słów co która ułomność oznacza.
- Brak odpowiedniego filtra zaowocuje tym, ze wynik będzie trzeba jakoś przeskalować aby móc obrabiać to dalej. Nie zawsze się da i ma to sens, ale ciągle dostarczyłeś zawodowcom wartościowy pomiar O-C. Jeżeli to nie pomiar jasności jest najważniejszy , a na przykład sama głębokość zmiany lub czas w którym została zarejestrowana, twój materiał w niczym nie stracił dla analizy, nie będąc zarejestrowanym via profesjonalny filtr fotometryczny.
- Brak pełnej, poprawnej redukcji wpłynie negatywnie na możliwości i czas niezbędny do poświecenia, aby dało się na twoich danych przeprowadzić fotometrię aperturową. Dane będą gorszej jakości i łatwiej będzie Ci popełnić pomyłkę przy interpretacji. Zawodowiec wiedzący o braku pełnej redukcji danych doskonale będzie wiedział na jak głęboka interpretacja może sobie pozwolić, a co większego sensu już nie ma. Ponownie w pewnych aspektach zmniejszyłeś wartość danych, ale w innych są równie dobre jak te poprawnie zredukowane.
- Brak korekty do HJD czy Air Mass zaowocuje jedynie tym, że chętny do wykorzystania tych danych, będzie musiał Cię poprosić e-mailem o informację o współrzędne geograficzne w jakich wykonano obserwację lub odczytać to z plików źródłowych jeśli któryś z wymienionych parametrów jest mu potrzebny a twój materiał jest ciekawy lub ważny. To przeszkadzajka, ale nie dyskwalifikacja. To coś co możesz zrobić i ty przygotowując materiał i naprawdę pominięcie tego nie przekreśla całego procesu. Trzeba to po prostu będzie zrobić na kolejnym etapie analizy danych.
itd itd.
Możesz oczywiście dokonywać dowolnych astronomicznych rejestracji tylko dla siebie. Dla własnej satysfakcji uchwycenia obcej planety , czasem setki lat świetlnych od nas. To daje do myślenia, gdy z własnego podwórka łapiesz echo czegoś tak niewyobrażalnie odległego i delikatnego jak cień obcej planety tranzytującej swoje słońce. Jeżeli jednak chcecie aby wasza praca pomogła zawodowcom w popychaniu świata naprzód, warto jednak pochylić się na przykład nad poprawną redukcją danych.
Postawy redukcji danych
Do podstawowej, poprawnej kalibracji naszego materiału potrzebujemy 3 specyficznych klatek. Biasa, Flata i Darka. Jak i w którym momencie odejmujemy darki, biasy i flaty można znaleźć w opisach przygotowanych dla konkretnych aplikacji (np. dla MuniWina). To software zajmie się wszystkim. Nasze zadanie w większości przypadków zakończy się na kliknięciu odpowiedniego guzika i wskazaniu miejsca gdzie trzymamy naszego master darka, flata lub biasa. Cała trudność polega na przygotowaniu odpowiednich klatek. Co jest czym? Po kolei.
DARK FRAMES (dark) - To klatka wykonana z takimi samymi parametrami jak nasz uzbierany materiał (gain/iso, temperatura, czas naświetlania), lecz z zamkniętym shutterem/zakrytym obiektywem. Robimy je po to, aby wyeliminować z pomiaru szumy i śmieci rejestrujące się z powodu mankamentów naszego ułomnego sprzętu (zaświetlenia od podgrzewającej nierówno matrycę elektroniki, hotpixele itp). Dobrym pomysłem jest wykonanie serii darków i uśrednienie ich do jednej klatki (tzw. master dark) i kontynuowanie dalszych procedur na takim uśrednionym darku.
Przykład gotowego darka widać poniżej.
FLAT (flat) – To klatka wykonana na równomiernie oświetlonym tle (light box, czyste niebo zaraz po zachodzie słońca lub flatownica). Poprawnie wykonany flat to nie jest prosta sprawa. Klatka winna posiadać maximum histogramu w okolicach 1/2 zakresu naszej matrycy (e.g. 30K dla 16 bit.) należy tak dobrać czasy naświetlania aby spełnić ten podstawowy warunek. Flaty należy wykonywać dokładnie przez tą samą optykę na której zbieraliśmy materiał fotometryczny. Winna ona też być dokładnie w takim samym układzie. Flaty należy zrobić w możliwie krótkim odstępie czasu od sesji fotometrycznej. Celem odejmowania flatów jest wyeliminowanie niedoskonałości naszej amatorskiej optyki -winietowania oraz osadzonych na filtrach, matrycy i obiektywie kłaków. Niezbędne jest wykonanie serii flatów i uśrednienie ich do jednej klatki (tzw. master flat) i kontynuowanie dalszych procedur na takim uśrednionym flacie. Uśrednianie flatów należy wykonać medianą.
Przykład gotowego flata widać poniżej.
OFFSET / BIAS (bias) – To klata (seria klatek) zrobiona z takimi samymi parametrami jak nasz uzbierany materiał (gain/iso, temperatura), lecz z zamkniętym shutterem/zakrytym obiektywem i na maksymalnie najkrótszych czasach na jakie pozwala nasz setup. Jeżeli nasz sprzęt ma taką funkcjonalność, biasy należy zrobić z zerowym czasem naświetlania (tzw zero frame). Odejmując biasy eliminujemy nierówności naszej matrycy (sztuczne zliczenia dodawane do każdego piksela, aby elektronika kamery nie natrafiła na ujemne zliczenia podczas odczytu) i szumy sczytywania danych. Tego typu szumy są bardzo niewielkie, przeważnie nie przekraczają poziomu kilkunastu lub kilkudziesięciu ADU, lecz potrafią być nierównomiernie rozłożone na klatkach fotometrycznych. Na szczęście tego typu zakłócenia budują stały wzór i łatwo ten problem wyeliminować odejmując biasy. Zalecane jest wykonanie serii biasów i uśrednienie ich do jednej klatki (tzw. master bias) i kontynuowanie dalszych procedur na takim uśrednionym biasie.
Przykład gotowego biasa widać poniżej.
