CCD fotometrie

     Projekt CCD fotometrie komet dalekohledy s malým průměrem objektivu, který v roce 2003 odstartoval za pomoci Kamila Hornocha a podpory Hvězdárny Vsetín, se v teoretické rovině zrodil v průběhu roku 2002. Jeho program byl připraven tak, aby mohl probíhat v pozorovatelně hvězdárny za stávajících technických a klimatických podmínek.

Obr.1: CCD kamera Apogee AP7p a teleobjektiv MTO 8/500 mm na montáži Bresser EQ-MON1, aktuální sestava pro fotometrii komet na Mikulůvce (Vsetínsko).

     V průběhu roku 2008 podařilo projekt znovurozběhnout, tentokrát pod hlavičlou Hvězdárny Valašské Meziříčí a s těmito přístroji - MTO 8/500 mm a CCD kamera Apogee AP7p zapůjčená Petrem Pravcem z Astronomického ústavu akademie věd ČR v Ondřejově.

     Vhodné komety - jasnější +15 mag - jsou snímány pomocí CCD kamery Apogee AP7p vybavené čtvercovým backilluminated čipem SITE o hraně 12.3 mm (pixel 24 mikrometrů). K ovládání kamery je využíváno software Maxim DL. Zozlišení snímků je 512 x 512 pixelů při hloubce 16 bitů (tedy 65536 úrovní šedi).

     Systém popsaný výše má stelární dosah kolem +15 mag pro expozice trvající 60 s. Na sčítaných snímcích s expozicemi kolem 10 min (600 s) je možné nalézt hvězdy s jasností +16 mag (platí pro obor R). Spektrální křivka citlivosti čipu ve spojení s používaným R filtrem velmi dobře odpovídá standartnímu oboru R.

     V současnosti používaný fotografický teleobjektiv Maksutov - Cassegrain MTO 8/500 mm) je zapůjčen Miroslavem Jedličkou (kolegou z hvězdárny Vsetín) a jedá se o tentýž přístroj, který byl používán do roku 2007. Při průměru objektivu ~76 mm a ohniskové vzdálenosti 500 mm má světelnost 1:8. Ve spojení s kamerou Apogee je zorné pole systému cca 85' x 85'. Rozlišovací schopnost této kombinace přístrojů je však poměrně nízká vzhledem k výše uvedené velikosti pixelu. Na jeden pixel obrazu připadá cca 9.8" x 9.8".

     Získané snímky komet jsou zpracovávány pomocí programu Maxim DL, SIMS Pavla Cagaše, programem Astrometrica Herberta Raaba a fotometricky proměřovány v různých průměrech kruhových clon programem GAIA pracujícím také pod operačním systémem Linux.

     Zpracovaná data jsou v příslušném tvaru zasílaná jednak do databáze International Comet Qarterly (ICQ) a dále pravidelně publikována ve Zpravodaji Společnosti pro MeziPlanetární Hmotu (SMPH).

Postup pozorování:

     Vsoučasnosti je pozorovací systém instalován před každým pozorováním zvlášť. Na zahradě našeho domku v obci Mikulůvka mezi Valašským Meziříčím a Vsetínem je trvale umístěna poze paralaktická montáž, ke které je pripínána sestava MTO + CCD. Počítač řídící kameru je umístěn v kůlně. Na počítač je kromě řídícího software kamery nainstalován také program sloužící pro vyhledávání objektů (GUIDE), v reálném čase tak lze srovnávat vzhled kamerou snímaného pole a sekvenci hvězd v okolí hledaného objektu. Tato metoda velmi usnadňuje nalezení požadované oblasti.
     Snímání kamerou probíhá obvykle při teplotách čipu asi 35°C pod okolí. Nejčastěji (pokud to dovolí vlastní pohyb objektu, který nesmí přesáhnout 10" za dobu expozice) je používána expozice 60 s. Celkem je 10 až 20 snímků každé sledované komety. Fotografie jsou ukládány ve standardním formátu .fits a jejich velikost je cca 250 kB. Navíc je během noci (na začátku či na závěr) získána série 10 - 20 jednotlivých temných snímků - darkframe pro pozdější zpracování, při kterém je na fotografie aplikován jejich medián. Vzhledem k nerovnoměrné citlivosti pixelů čipu je na každý snímek nutno aplikovat flatfield, který zajistí smazání rozdílů mezi jednotlivými elementy obrazu. Flatfield není snímán každou noc. Většinou je získáván zhruba jednou za měsíc tak, aby reprezentoval změny (zrnka prachu) na povrchu čipu či filtru. Snímán je obdobně jako darkframe v sérii 10 až 20 snímků (přičemž expozice je volena tak, aby jednotlivé snímky byly naexponovány na hodnotu kolem 30000). K jeho získání je ještě nesetmělé večerní oblohy.
     Kromě snímků komet jsou během noci pokud možno v pravidelných intervalech pořizovány fotografie dvou až čtyř kalibračních polí s hvězdami s přesně známou magnitudou v oboru R. Tyto snímky slouží pro úpravu výsledného fotometrického měření na lokální hodnotu extinkce. Jasnost kalibračních hvězd se pohybuje v rozmezí +6,5 až +8,5 mag v oboru R a tomu je přizpůsoben také expoziční čas snímků. V současnosti je používána expozice 15 s.

Zpracování a fotometrie

Zpracování nasnímaného materiálu probíhá až dodatečně pomocí software SIMS. Od jednotlivých snímků je odečten DarkFrame. Na takto upravené snímky komet je dále aplikován FlatField. Upravené snímky je však třeba sečíst. K tomuto účelu je využíván program Herberta Raaba – Astrometrica, který umožňuje skládání na objekt s předem definovaným pohybem mezi hvězdami. Výsledným produktem zpracování je snímek s ekvivalentní expozicí až 600 s, který je "pointován" na pohybující se objekt.

Získaný snímek komety ve formátu .fits případně .sdf je proměřen pomocí linuxového software GAIA, který kromě jiného (průměr komy, délka a poziční úhel ohonu) nabízí možnost relativní fotometrie objektů v různých průměrech kruhových clon. Získané hodnoty je potřeba „srovnat“ s kalibračními hvězdami a kalibrovat na hodnotu místní extinkce (je zjištěna na základě jasností hvězd v různé výšce nad obzorem) – což je veličina, která za daných atmosférických podmínek udává hodnotu, o jakou klesne absolutní jasnost hvězdy průchodem přes vrstvu atmosféry o tloušťce odpovídající jedné „vzduchové hmotě“.

Postup

Ze snímků je zjištěna relativní magnituda jednotlivých hvězd či komet (suma intenzit na pixelech náležících objektu minus pozadí). Mějme libovolnou hvězdu o R-magnitudě M, která během noci mění svou polohu na obloze v důsledku rotace Země, a promítá se tedy do různé výšky nad obzorem. Pokud by planeta Země byla bez atmosféry, pak bychom stejnými přístroji naměřili v každé výšce nad obzorem stejnou relativní jasnost m1, m2, ..., mn a platil by vztah m1=m2= ... = mn=M.

Jelikož však atmosféru máme, je nutné uvažovat, že jasnost hvězdy je závislá na výšce hvězdy nad obzorem. Tedy pro dvě různé výšky nad obzorem naměříme pro jednu hvězdu o R-magnitudě M hodnoty relativních magnitud m1 a m2, které jsou vzájemně různé a navíc ani jedna z nich nepředstavuje námi hledanou M. V tomto jednoduchém případě platí, že m1-m2=k, kde předpokládáme, že k je konstanta pro období neproměnných atmosférických podmínek. Uvažujeme dále, že mezi M a m1 platí vztahy m1=M+e.h1 a zároveň m2=M+e.h2, kde h1 a h2 jsou množství vzdušných hmot ve výškách nad obzorem H1 a H2. Z těchto vztahů lze odvodit, že pro hodnotu k platí k=(M+e.h1)-(M+e.h2) odkud pro hodnotu extinkce platí vztah e=k/(h1-h2) tedy po úpravě [1].

[1]

Obdobný postup lze zvolit také pro dvě různé hvězdy o R-magnitudách M1 a M2, které se nacházejí v jednom okamžiku v různých výškách nad obzorem H1 a H2 a naměříme pro ně tedy relativní magnitudy m1 a m2. Výsledný vztah pro extinkci má tvar [2].

[2]

Publikace

Naměřené výsledky je nutné zpracovat do protokolu, který pro fotometrická měření komet používá ICQ, jedná se o rozšířené kódování s 120 sloupci, které je modifikací kódu užívaného pro pozorování vizuální. Na následující ukázce CCD pozorování zpracovaného pro publikaci v ICQ opět demonstrujeme jen základní stavbu kódu, která je podrobněji rozebrána v [7] a [8]. Až do sloupce 43 jsou informace totožné, místo zvětšení (xxxx) je uváděna délka použité celkové expozice a opět následují parametry komy a ohonu bez DC. Další část kódu obsahuje informace o způsobu prováděných měření a parametry CCD kamety (InT APERTURcamchip SFW C ## u.uu xx.x PIXELSIZE). Informace o stupni kondenzace je nahrazena sadou několika měření téhož snímku v různých průměrech clon.

ICQ však není jedinou organizací, která data shromažďuje a využívá. Řada pozorovatelů funguje na bázi více-méně národních skupin s přesně definovaným programem. V tomto směru jsou zajímavé výsledky italské skupiny CARA (Comet Data Archive for Amateur Astronomers), která používá pozorování svých členů ke sledování veličiny Af[r], která v podstatě reprezentuje množství prachu obsaženého v komě a je mnohem méně závislá na pozorovacích podmínkách, přístroji atd.

Odkazy

[1] CCD fotometrie komet na Vsetíně. Dostupné z: http://www.hvezdarna-vsetin.cz/showpage.php?name=comet.

[2] Moravské přístroje (Moravian Instruments) Home Page. Dostupné z: http://ccd.mii.cz.

[3] Astrometrica Home page. Dostupné z: www.astrometrica.at.

[4] GAIA - Graphical Astronomy and Image Analysis Tool. Dostupné z: http://star-www.dur.ac.uk/~pdraper/gaia/gaia.html.

[5] ICQ. Dostupné z: http://www.icq.eps.harvard.edu/index.html.