Članki, CCD v mestu: meritve sija ...

CCD v mestu: meritve sija ...

Nova Aql 1999 No. 2=V1494 Aql

Posnetek nove Orla (Nova Aql 1999 No. 2=V1494 Aql) s CCD kamero ST7 v gorišču teleskopa MEADE LX200, D=25,4 cm, f/6,3, čas osvetlitve 20 sekund. Datum: 7. december 1999, ob 19. uri. Posnel Zorko Vičar. Karte okolice nove so na strani: http://www.aavso.org/alert264.stm Koordinate so: R.A. = 19h 23m 05s.38 Decl.= +04 57' 20".1 (Equinox 2000.0), magnituda 5, 5, nova je bila torej dosegljiva že z daljnogledom. Novo je odkril Portugalec Alfredo Pereira in to z daljnogledom (14X100), za kar mu gredo vse čestitke, saj je prehitel vse avtomatske teleskope opremljene s CCD-ji.
-----------------

ZGODBA


              THE AMERICAN ASSOCIATION OF VARIABLE STAR OBSERVERS
                   25 Birch Street, Cambridge, MA 02138 USA
                   Tel. 617-354-0484       Fax 617-354-0665
                            http://www.aavso.org

                        * * *  AAVSO NEWS FLASH  * * *


Subject: 1918+04 NOVA AQUILAE 1999 NUMBER 2         
No. 537  December 2, 1999

----------------------------------------------------------------------------
1918+04 NOVA AQUILAE 1999 NUMBER 2

We have been informed by the Central Bureau for Astronomical Telegrams
(IAU Circular 7323) that AAVSO observer and visual nova searcher Alfredo
Pereira, Portugal, has discovered a bright nova in Aquila on DEC 01.785 UT
at about visual magnitude 6.0.  His discovery was made during his visual
search of the area using 14x100 binoculars.  Visual confirmation was made
by C. Vitorino (Portugal), D. Green (USA), and D. di Cicco (USA).

A precise position of N Aql 99 No. 2 was reported by D. di Cicco as:
    R.A. = 19h 23m 05s.38   Decl.= +04 57' 20".1  (Equinox 2000.0)

Nova Aql 1999 No. 2=V1494 Aql

Trije posnetki nove Orla (Nova Aql 1999 No. 2=V1494 Aql) s CCD kamero ST7 v gorišču teleskopa MEADE LX200, D=25,4 cm, f/6,3 . Datumi za posnetke od leve proti desni so: 7. december 1999, ob 19. uri, 17. december ob 18. uri in 31. december (silvestrovo) 1999, ob 17:30, časi osvetlitev so bili 20 s. Posnetek 17. decembra 1999 je bil narejen v okviru seminarja z naslovom, Ne bojmo se astronomije. Primerjava nazorno kaže na upadanje sija, na začetku več kot 1 magnituda v desetih dneh, glej spodnji graf. Po 20. decembru 1999 so opazna nihanja, krivulja sija s periodo okrog 6 dni pada in narašča.
Nova Aql 1999 No. 2=V1494 Aql
VSNET Light Curve:
http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/etc/drawobs.cgi?text=AQLV1494
Vrednosti sija označene s krogci so CCD meritve astronomske skupine Gimnazije Šentvid-Ljubljana.

Kako določimo sij nebesnih objektov?

Načeloma si lahko pomagamo z znanim sijem sosednjih objektov. AAVSO (The American association of variable star observers, www.aavso.org) zmeraj poda ob pojavu nove ali supernove karto bližnje okolice, kjer so označene zvezde z že znanim sijem. Če smo neizkušeni pri določanju sija, si lahko pomagamo recimo s CCD posnetki in pripadajočo programsko opremo. SBIG kamere lahko upravljamo s programom CCDOPS, ki nam hkrati omogoča tudi obdelavo slik. Meni Display, ukaz Show Crosshair, nam poleg določanja lege kurzorja in vrednosti svetlobnega elementa (mera za število vpadnih fotonov na pixel, svetlobni element), omogoča tudi merjenje sija teles posnetih s CCD kamero. Izberemo si ustrezno velik kvadrat (Box), ki ustreza velikosti objekta. Kliknemo na najmanj osvetljeni del posnetka, da določimo ozadje in nato z miško še enkrat zagrabimo kvadrat in ga povlečemo na objekt, kateremu bi radi pomerili sij. Miške ne spustimo dokler ne preberemo magnitude (preberemo vrednost v polju Magnitudes, Absolute: ...). Seveda moramo biti previdni pri interpretaciji CCD sija, saj sta občutljivost in valovni razpon CCD kamer precej večja kot pri človeškem očesu. CCD kamera ST7 zazna valovne dolžine približno od 400nm tja do 900nm (oči do 700nm), kar pomeni, da lahko kamera zazna objekte, ki jih oko sploh ne more (recimo objekte, ki sevajo v infrardeči svetlobi). Če snemamo brez filtrov je CCD magnituda bližje fotografski magnitudi kot pa vizualni. Najprimerneje je, da snemamo skozi V filter (To je filter, ki prepušča le tiste valovne dolžine, na katere je oko najbolj občutljivo, v grobem je to zelen filter.). V tem primeru se bo CCD magnituda zelo ujemala z vizualno. Brez filtra se CCD sij lahko razlikuje od vizualnega tudi za eno magnitudo. Seveda pa je nujno potrebno, da podamo programu pravilne podatke o teleskopu (goriščno razdaljo, velikost vhodne odprtine). To naredimo v ukazu Telescope Setup. Vsekakor pa lahko CCD sliko tudi magnitudno prilagodimo s pomočjo umeritvenega faktorja R (Response factor v meniju Camera Setup ali Edit Parameters). Umeritveni faktor spreminjamo toliko časa, dokler se CCD magnituda znanega objekta ne ujema z že poznano vizualno magnitudo. Tudi nikjer zapisana nekoliko nekorektna trika z naknadno korekcijo vrednosti velikosti vhodne odprtine teleskopa ali ekspozicijskega časa nam dasta enak rezultat. Zakaj, bo jasno iz naslednjega premisleka. Da ne bomo ostali zgolj pri programskih ukazih, si na kratko oglejmo matematiko in fiziko, ki stojita za izračunom magnitude. Navsezadnje si mnogi astronomi sami napišejo programe za obdelavo CCD slik in fotometrijo. Osnova premisleka je znana empirična formula, ki povezuje gostoti svetlobnih tokov dveh objektov (recimo zvezd) in njunih magnitud j1/j2=10-0,4(m1-m2). Če iz povezave izrazimo magnitudo m1 in privzamemo znani j2 za m2=0, potem sledi naslednji izraz: m1=-2,5*log10(j1/j2). Mera za gostototo vpadnega svetlobnega toka j1 je kar vsota vrednosti svetlobnih elementov, recimo slike zvezde, deljena s številom elementov (vrednost označimo z L, luminosity ). Da v resnici dobimo mero za gostoto vpadnega svetlobnega toka j1, moramo od L odšteti še ozadje (označimo ga z B, background). Ozadje B poračunamo enako kot L, le da seštevamo vrednosti na najmanj osvetljenem delu slike. Odšteto ozadje nam v mestnem preosvetljenem okolju zelo koristi pri meritvah. Končni izraz za izračun magnitude je naslednji:

m=-2,5*log10((L-B)/(A*C*t)).

A je ploščina vhodne odprtine (ploščina aperture, pi*R2objektiva ) teleskopa, t je ekspozicijski čas. C je umeritveni faktor za magnitudo 0 in je odvisen še od t.i. response faktorja R, ter od načina digitalizacije signala posamezne kamere (C=6700*R/(e/a_d), vrednost imenovalca je odvisna od tipa kamere). Naredimo povzetek, signal CCD kamere L-B lahko primerjamo z gostoto svetlobnega toka (j1) neznanega objekta iz vesolja, A*C*t pa z znano gostoto svetlobnega toka (j2) objekta, ki sije z magnitudo 0. L-B je izmerjen signal, A*C*t pa je izračunan signal, ki bi ga kamera zaznala v času t, pri vhodni odprtini teleskopa A, če bi telo sijalo z magnitudo 0.

Iz formule za izračun magnitude m zdaj lahko tudi razberemo nekatere razlike med očesom in kamero. Število preštetih fotonov je odvisno od časa snemanja, in ker je občutljivost kamere skoraj neodvisna od valovnih dolžin vpadne svetlobe, bo kamera linearno zaznala vse objekte znotraj lastnega valovnega območja, ki pa presega razpon valovnih dolžin vidne svetlobe. Oko ne zmore poljubno dolgo zbirati fotonov, zato je omejeno na relativno šibke objekte in tudi ni enakomerno občutljivo na vse barve. Zato se lahko tudi vizualna in nefiltrirana CCD magnituda močno razlikujeta. Vsekakor je merjenje sija s CCD kamero bolj primerno, sploh če spremljamo recimo sij kakega objekta dlje časa. Če poskrbimo za enake pogoje snemanja (ista kamera, optika, enaki ekspozicijski časi, enaka vidnost in turbolentnost ozračja) bodo sicer magnitude lahko različne od tistih v katalogih, a trend spremembe sija bo zabeležen korektno, zmeraj z enakim zamikom od prave vrednosti, kar je zelo pomembno. Mnogokrat iz oblike krivulje več razberemo kot iz samih vrednosti. Kako je z natančnostjo določanja sija nam dovolj zgovorno pove recimo že zgornji graf, kjer so zbrane meritve sija različnih opazovalcev, a se med sabo razlikujejo tudi za več kot pol magnitude.

Kako uspešno je CCD merjenje magnitude in to iz mestnega okolja, nam kaže primerjava med AAVSO meritvami in meritvami astronomske skupine na Gimnaziji Šentvid-Ljubljana. Samo štiri meritve so posledica slabega vremena v decembru in zgodnjega zahodu Orla. Kljub težavam pa je delo s CCD kamero v mestnem okolju smiselno, saj kamera zaradi izjemne občutljivosti in velikega dinamičnega razpona ni toliko občutljiva na preosvetljenost atmosfere. Sij okrog 15. magnitude je dosegljiv tudi iz mestnega okolja. To pomeni, da lahko astronomske skupine po šolah spremljajo večino dogodkov na nočnem nebu, ne da bi zapuščale šolo. Težave s premeščanjem teleskopov, pripadajoče opreme in ostale težave z organizacijo opazovanj namreč mnogokrat povzročijo, da dragocena astronomska oprema samuje v zaprašenih kovčkih. Spremljanje življenja nove ali supernove je torej možno tudi iz domače ulice. Čeprav se zdijo merjenja sija komaj vidnih pikic neatraktivna glede na pojave kot so mrki, kometi ..., pa vendar pojavi nov in supernov pomagajo k razrešitvi mnogih dilem. Brez nov in supernov ne bi bilo težkih elementov v medzvezdnem prostoru in najbrž tudi nas ne, ki tako radi pogledamo v nočno nebo. 

Vrednosti magnitud, ki jih je določila naša skupina s pomočjo
programa CCDOPS in lastnih CCD posnetkov so:
Datum:      Magnituda:
 6.12.1999  5.5
 7.12.1999  5.7
17.12.1999  6.8
31.12.1999  7.6
Vrednosti se kar dobro ujemajo z meritvami ostalih observatorijev. Naše meritve so seveda omejene s slabimi mestnimi pogoji (preosvetljenost neba) in seveda z ljubljansko meglo, ki nam onemogoča pogostejša opazovanja in meritve.

ŠE NEKAJ BESED O LOČLJIVOSTI TELESKOPA

Posnetek Triglava s CCD kamero ST7 v gorišču teleskopa MEADE LX200, D=25,4 cm, f/10, čas osvetlitve 0,11 sekunde. Datum: 1. julij 1999 ob 21:00. uri. Posnetek je bil narejen s terase Gimnazije Šentvid-Ljubljana. Od Šentvida do Triglava je nekaj manj kot 60 km zračne črte. Če ocenimo višino Aljaževega stolpa na 2m, potem je zorni kot stolpa le 7 ločnih sekund **, kar je seveda premalo, da bi ga razločili s prostim očesom. Za teleskop LX200 10", f/10, ločljivost*** katerega je okrog 0,5 ločne sekunde, pa je zorni kot dovolj velik. En pixel pri tej postavitvi objame na ccd čipu 0,73X0,73 ločne sekunde. Na posnetku se Aljažev stolp, rahlo zakrit z megličko, lepo razloči na vrhu Triglava. Aljažev stolp so skovali in na slovensko goro ponesli prav kovači iz Šentvida. Šlučaj? Sonce, gledano iz Šentvida, zahaja ob poletnem solsticiju točno za Triglavom. Kdo bi lahko iskal kak globji razlog za tako lego Šentvida? Posnel: Zorko Vičar.
___________________
** zorni kot A. stolpa=(2m/60000m)*(180*3600 loč.sek./3,1415926)=7 loč.sek
***ločljivost(v radianih)=0,61*(valovna dolžina)/R,
v ločni sekundah za valovno dolžino 500nm=0,0000005m za teleskop z objektivom premera 2R=10"=25cm (R=0,125m), je izračun naslednji:
ločljivost=(0,61*0,0000005m/0,125m)*(180*3600 loč.sek./3,1415926)=0,5 ločne sekunde.
Za primerjavo, ločljivost očesa je samo okrog ene ločne minute, saj je premer zenice le nekaj mm.

Nekaj navodil in informacij o CCD kameri ST7. Zgodba o nakupu kamere.
Oglej si tudi CCD galerijo.


Podrobnejše podatke o CCD kameri ST7 boste našli na URL naslovu:
http://www.sbig.com/

Do sedaj je to stran obiskalo veliko ljudi.

Nazaj na domačo stran.