|
CCD fotometrie kometProjekt 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 a jeho autorem je, dnes již bývalý, pracovník hvězdárny Jiří Srba. Program byl připraven tak, aby mohl probíhat v pozorovatelně Hvězdárny Vsetín za stávajících technických a klimatických podmínek. K pozorování komet jasnějších cca +16 mag bylo v letech 2003 - 2006 využíváno fotografického teleobjektivu MTO 8/500 mm a CCD kamery SBIG - ST7. Na jaře roku 2006 se podařilo uvést do provozu nový dalekohled Newton 150 o průměru hlavního zrcadla 150 mm. Zároveň byl zakoupen fotometrický R filtr, jehož výrobcem je Vývojová Optická Dílna AV ČR v Turnově, který by měl zpřesnit výsledky našich měření provedených touto kombinací přístrojů. V červenci roku 2008 pak byl do kopule hvězdárny přidán nový dalekohled – Newton 300/1700 mm, který je v současnosti hlavním přístrojem používaným pro CCD fotometrii komet. Od počátku roku 2012 pak používáme nově zakoupenou CCD kameru G2-1600 od firmy Moravské přístroje. Získané snímky jsou zpracovávány pomocí linuxového softwarového balíku MUNIPACK Filipa Hrocha z Masarykovy university v Brně, programem Astrometrica pro Windows Herberta Raaba a fotometricky proměřovány v různých průměrech kruhových clon programem GAIA rovněž pracujícím pod operačním systémem Linux. Zpracovaná data jsou publikována v databázi International Comet Quarterly (ICQ) a dále pravidelně zveřejňována ve Zpravodaji Společnosti pro MeziPlanetární Hmotu (SMPH). Pod následujícími odkazy naleznete přehled napozorovaných údajů, výběr zajímavých snímků a několik odkazů na případné publikace. Omluvte prosím permanentní konstrukci těchto stránek.
Vybavení užívané v období 2003–2011Původně bylo pro fotometrii komet používáno CCD kamery SBIG - ST7, která je součástí vybavení Hvězdárny Vsetín od roku 1998. K ovládání kamery se využíval firemního software CCD Ops určený pro operační systém DOS/Windows, který byl ovšem spouštěn v emuklátoru DosEmu pod operačním systémem Linux. Základní rozlišení kamery ST-7 je 764×510 pixelů při velikosti čipu 7×5 mm a hloubce 14 bitů (16 384 úrovní šedi). Pro zvýšení citlivosti byl využíván binning 2×2, tedy sčítání hodnot ve čtverci obrazu o rozměrech 2×2 pixely. Výsledný snímek měl konečné rozměry 382×255 a hloubku 16 bitů (tedy 65 536 úrovní šedi).
Zpočátku používaný fotografický teleobjektiv Maksutov – Cassegrain MTO 8/500 mm má průměr objektivu 62,5 mm, ohniskovou vzdálenost 500 mm a světelnost 1:8. Ve spojení s kamerou ST7 s čipem o velikosti 7×5 mm je poměrně přesným optickým systémem, neboť jako fotografický je korigován pro snímání kvalitního obrazu na ploše kinofilmu 36×24 mm. Zorné pole systému MTO + ST7 dosahuje cca 51'×34'. Rozlišovací schopnost této kombinace přístrojů je však nízká vzhledem ke krátkému ohnisku objektivu. Na jeden pixel obrazu získaného při binningu 2×2 připadá zorné pole cca 7,4"×7,4". Systém je tedy v této konfiguraci nevhodný pro astrometrii. Následně používaný dalekohled Newton 150 má průměr objektivu 150 mm (145 mm po zachycení do objímky), ohniskovou vzdálenost 1 200 mm (přesněji 1 216 mm) a světelnost 1:8. Zorné pole systému Newton 150 + ST7 je přibližně 19'×13'. Rozlišovací schopnost je díky delší ohniskové vzdálenosti vyšší než u MTO’čka. Na jeden pixel obrazu získaného při binningu 2×2 připadá zorné pole cca 3,04"×3,04". Systém lze tedy za určitých okolností v této konfiguraci použít také pro astrometrii sledovaných objektů, kde je v Minor Planet Center – MPC vyžadována hodnota minimálně 3" na pixel.
V současnosti je hlavním přístrojem určeným k fotometrii komet zrcadlový dalekohled typu Newton o průměru primárního zrcadla 300 mm a ohniskové vzdálenosti 1700 mm (1690 mm přesně). Světelnost tohoto systému je 1:5,6. Ve spojení s kamerou SBIG ST-7 jeho zorné pole dosahovalo velikosti 14'×9' a na jeden pixel obrazu (při binningu 2×2) připadá 2,2"×2,2".
Systém popsaný výše (Newton 300 + CCD + R-filtr) má při binningu 2×2 stelární dosah přes +19 mag (při výsledné expozici 800 s sečtené z 20 jednotlivých snímků). Přístroje jsou v průběhu pozorování instalovány v pozorovatelně Hvězdárny Vsetín na německé paralaktické montáži vybavené hodinovým pohonem. Celá kopule je však přednostně určena pro pozorování veřejnosti a pro CCD fotometrii komet je tedy využívána pouze v době, kdy není obsazena. Vybavení užívané v současnostiV současnosti, tj. od počátku roku 2012, používáme CCD kameru G2-1600 od firmy Moravské přístroje, která obsahuje CCD čip Kodak KAF-1603ME a je vybavena 16bitovým A/D převodníkem. Základní rozlišení kamery činí 1 536×1 024 pixelů (při fyzickém rozměru obrazové oblasti čipu 13,8×9,2 mm), obvykle však používáme binning 2×2 (sčítání hodnot pixelů ve čtverci 2×2), takže výsledný snímek má rozměry 768×512 pixelů. Kamera je černobílá a při 16bitovém vzorkování poskytuje obraz o 65 536 úrovních šedi. Kvůli omezení vlivu tepelného šumu je čip kamery chlazen, přičemž teplotu je možné snížit až o 50 °C vůči teplotě okolí. K ovládání kamery používáme firemní program SIPS. Ke kameře je připojen také filtr-rotátor, primárně osazený fotometrickým R-filtrem.
Kamera je používána na dalekohledu už popsaném výše; jde o zrcadlový systém Newton o průměru primárního zrcadla 300 mm a ohniskové vzdálenosti 1 700 mm (1 690 mm přesně). Zorné pole má rozměry přibližně 28'×19', kdy úhlové rozlišení při biningu 2×2 je 2,2" na pixel. Postup pozorováníK montáži dalekohledu v pozorovatelně Hvězdárny Vsetín je trvale namontován pouze dalekohled. Zbytek vybavení je nutno instalovat při každém pozorování znovu, což vyžaduje cca 20 minut času na přípravu. Díky minulé i současné technické podpoře členů Astronomického kroužku III (Emila Březiny, Jakuba Václavíka, Mariána Trlicy,…) byla roce 2004 metoda fyzické instalace zjednodušena a zredukována na pouhou montáž kamery a kabeláže (zdroj energie, data). Počítač zajišťující komunikaci s kamerou byl umístěn do místnosti pod kopulí – takzvané rotundy, což umožnilo pozorování i za špatných klimatických podmínek (původně používaný přenosný počítač velmi trpěl při teplotách kolem −15 °C, nemluvě o pozorovateli). Po zprovoznění celé sestavy – kamera, montáž, počítačová technika – je snímání řízeno z rotundy. Ručně je však objekty třeba vyhledat, což znamená mít naprostou kontrolu nad tím, co kamera snímá, a to i z kopule. Proto byl na počítač, řídící komunikaci s kamerou, připojen druhý monitor (ten je umístěn v kopuli), a jeho ovládání bylo doplněno tak, aby mohl být v případě potřeby z kopule řízen. Na počítač je nainstalován program sloužící pro vyhledávání objektů, přičemž momentálně je pro tyto účely využíván program SkyChart (v minulosti jsme používali také např. XEphem, GUIDE 8…). SkyChart jednak generuje efemeridu příslušného objektu, vč. hodinového úhlu, a jednak vykresluje jeho pozici ve hvězdném poli. Podle vygenerovaných souřadnic je dalekohled nejprve zhruba (pomocí dělených kruhů) nastaven na dané místo na obloze a poté se provede přesné doladění, kdy je CCD kamerou kontinuálně snímáno hvězdné pole, které je srovnáváno s programem vykreslenou mapou. Tento postup umožňuje nastavení pozice hledaného objektu do středu zorného pole kamery. Během snímání objektů je čip kamery kvůli snížení tepelného šumu chlazen Peltierovým článkem (teoreticky až o 50 °C pod teplotu okolí, obvykle však méně). Nejčastěji (pokud to dovolí vlastní pohyb objektu, který nesmí přesáhnout 2,2" za dobu expozice), je používána expozice 40 s . Celkem se většinou pořídí 20 snímků každé komety. Po vychlazení čipu je pořízena série několika temných snímků (DARKFRAME) a při pozdějším zpracování je na fotografie aplikován jejich medián, což vede ke zvýšení přesnosti fotometrických měření. Vzhledem k nerovnoměrné citlivosti pixelů čipu je na každý snímek nutno aplikovat FlatField, který zajistí smazání rozdílů mezi jednotlivými elementy obrazu. Expozice FlatFieldu je volena tak, aby jednotlivé snímky byly naexponovány na hodnotu kolem 30000 – polovina rozsahu) a jeho snímání provádíme na rovnoměrně osvětlené vnitřní výplni kopule.
Zpracování obrazuZpracování nasnímaného materiálu probíhá pomocí linuxového software MUNIPACK jehož autorem je Filip Hroch z Masarykovy university v Brně. Z temných snímků je vytvořen jediný, který představuje medián vstupních. Ten je posléze odečten od každého snímku komety. Na takto upravené snímky je dále aplikován medián série flatfieldů, čímž je první fáze zpracování dokončena. Upravené snímky je však třeba sečíst, což vzhledem k nepřesnému vedení montáže a vlastnímu pohybu objektu představuje zásadní úkol. K tomuto účelu je využíván buď systém procedur MUNIPACKu či program Herberta Raaba – Astrometrica. Výsledným produktem zpracování je snímek s ekvivalentní expozicí až 800 s, který je „pointován“ na pohybující se objekt. Přitom je částečně eliminováno ujíždění montáže. Při dalším zpracování snímků pro účely publikace na internetu je dále využíváno také programů Aladin, DS9, ImageJ, GIMP, IRIS či AVIS apod. Fotometrie kometZískaný snímek komety je následně 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 však nutné kalibrovat na hodnotu místní extinkce, k čemuž souží snímky kalibračních polí získané během stejné noci. Nejprve je třeba zjistit hodnotu samotné extinkce, 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 je následující. V závislosti na ploše objektivu a jeho ohniskové vzdálenosti je ze snímků softwarově zjištěna relativní magnituda jednotlivých hvězd či komet. Mějme libovolnou hvězdu o absolutní magnitudě M v oboru R, 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 jasnostm1, m2, …, mn a platil by vztah m1=m2= … = mn=M. Jelikož však atmosféru máme, je nutné uvažovat, že jasnost hvězdy je přímo závislá na výšce hvězdy nad obzorem. Tedy pro dvě různé výšky nad obzorem naměříme pro jednu hvězdu o absolutní magnitudě M hodnoty relativních magnitud m1 a m2, které jsou vzájemně různé a navíc ani jedna z nich nepředstavuje námi hledanou absolutní magnitudu 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 absolutních 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]  Toho již lze využít pro zjištění jasnosti komety. Veličiny m1, h1, M1 jsou naměřené pro jednu kalibrační hvězdu, odpovídající mk a hk změříme pro kometu, hodnotu e známe z předchozího kroku, a tak lze pouhou úpravou předchozího vztahu získat výraz pro výpočet absolutní jasnosti komety ve tvaru [3]. [3]  PublikaceNaměřené výsledky je nutné zpracovat do protokolu, který pro fotometrická měření komet používá ICQ. Ten obsahuje základní informace o pozorovaném objektu, datum a čas pozorování, naměření hodnoty, informace o pozorovateli, použitém vybavení a metodě pozorování. Pro účely publikace ve Zpravodaji SMPH je formát zjednodušen.
Ochrana osobních údajů | Informace o zpracování osobních údajů při pořizování audiovizuálních záznamů z akcí muzea
© 2006 – 2024 Všechna práva vyhrazena Hvězdárna Vsetín ISSN 1802-3762 |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
