Avagy hogyan járulhat hozzá egy amatőrcsillagász a kutatók tudományos munkájához
Korábban írtam pár cikket arról hogyan kezdtem el kalandozni az asztrofotózás területén. Nyár elején beléptem a Sülysápi Amatőrcsillagász Egyesületbe, elkezdtem beszélgetni amatőrcsillagászokkal és megismerkedtem egy-két csillagász kutatóval is.
Hamar körvonalazódott, hogy az asztrofotózást ők leginkább játéknak tekintik. Hasznos, hiszem segíti a tudományos ismeretterjesztést, felhívja a figyelmet a munkájukra, de a tudományos kutatásokhoz igen ritkán járul hozzá. Kicsit olyan ez, mint a szép épületeket fotózó turisták: a Halászbástyáról készült milliomodik amatőr fotó nem sokat tesz hozzá a világhoz. Néha azért van egy-egy tehetséges, kitartó és nem utolsó sorban szerencsés fotós, aki tud alkotni egy-egy olyan képet amire felfigyel a tudományos világ is.
Az is hamar egyértelmű lett, hogy a valódi felfedezések döntő többsége manapság az űrtávcsövek és az olyan óriási műszerek segítségével történik mint a nemrég átadott Vera C. Rubin Observatory. Az amatőrök 20-50 cm tükörméretű távcsöveinek lehetőségei erősen korlátozottak. A legnagyobb korlátozó tényező nem is a távcső mérete, hanem a mi földrajzi viszonyaink között a légkör stabilitása, átlátszósága (nem véletlenül vannak a legnagyobb obszervatóriumok Chile-ben, egy sivatagban, több ezer méter tengerszint feletti magasságban).
No de akkor hogyan tudnánk mégis segíteni valahogy a kutatók munkáját? Az egyik lehetséges válasz a változócsillagok megfigyelése. A változócsillagok olyan csillagok, amiknek fényereje nem állandó, hanem idővel folyamatosan változik. Van amelyik szabályos periodikus ingadozást mutat, van amelyik néha-néha produkál látványos kitöréseket. Ezekből a csillagokból rengeteg van. Igazán pontos megfigyelésükre a Kepler űrteleszkóp volt képes, az általa gyűjtött adatok jelentik a csillagászok egyik aranybányáját. Viszont ez csupán egyetlen teleszkóp és csupán az égbolt egy nagyon pici területét képes egyszerre megfigyelni. Itt kaphatnak szerepet az amatőrcsillagászok: sokezer távcső segítségével még akkor is rengeteg adatot lehet összegyűjteni, ha csak néhanapján van megfigyelésre alkalmas égboltunk.
Ezt a tevénységet több mint száz éve fogja össze az AAVSO, a Változócsillagok Megfigyelőinek Amerikai Egyesülete. Kezdetben a megfigyelést elsősorban vizuálisan végezték, a mérést végző műszer az emberi szem volt. Az ismert változócsillagok környezetében kijelöltek különböző, állandó fényességű referenciacsillagokat és az amatőrcsillagász a változócsillagot ezekkel összehasonlítva próbálta megbecsülni annak pillanatnyi fényességét. Ennek pontossága jó esetben valahol 0.1 és 1 magnitúdó között mozgott. A Kepler űrteleszkóp talán 3-4 tizedesjegyig terjedő pontosságával összehasonlítva ez nem túl sok, viszont 100 év alatt nagyon szép hosszú távú idősorokat lehetett összeállítani, ami ma is fontos adatbázisa a csillagász kutatóknak. Manapság is rendszeresen indulnak kampányok, ahol egy-egy kutatáshoz megkérik az amatőröket hogy kezdjenek el figyelni bizonyos típusú csillagokat, amiket a kutató épp tanulmányozni szeretne. Ma már a legtöbb megfigyelést műszeresen, az asztrofotózáshoz nagyon hasonló technikával végzik. Ezzel a módszerrel a vizuálishoz képes valamivel pontosabb, talán úgy 0.01 - 0.1 magnitúdó pontosságú méréseket lehet végezni. A Kepler pontosságával ez nem versenyezhet, de így is rengeteg hasznos adatot tud szolgáltatni.
Miért fontosak a változócsillagok? Azért mert a változásaik a világűrben történő eseményekről tudósítanak. Vannak csillagok, amiknek fényereje pulzál, szabályos periodikus ismétlődést mutat. Általában nem is csak egy adott frekvencián, hanem nagyon sok különböző frekvencián egyszerre (ezeket hívják módusoknak). Abban hogy hány ilyen frekvenciát tudunk azonosítani, mind a mérések pontossága, mind a rendelkezésre álló adatok mennyisége erős korlátozó tényező. Magyarországon a SeismoLab foglalkozik elsősorban az asztroszeizmológiával, azzal a tudományággal, ami ezen pulzálások adataiból próbál következtetéseket levonni a csillagok felépítésére, működésére vonatkozóan.
A változócsillagok nem csak saját működésükből adódóan pulzálhatnak. Fényerejük változhat azért is, mert valami időnként részben eltakarja őket (ezt hívjuk fedésnek). Ez lehet például a csillag körül keringő bolygó: ezen fedések megfigyelései biztosítják jelenleg az egyik legjobb lehetőséget az exobolygók felfedezésére, illetve adataik (pl. keringési idő, méret) pontosítására. Az AAVSO-nak külön programja van a potenciális exobolygók megfigyelésére.
A csillagokat nem csak a naprendszeren kívüli exobolygók, hanem a naprendszerben vándorló kisebb-nagyobb objektumok: kisbolygók, aszteroidák is eltakarhatják időnként. Az ilyen fedések (okkultációk) megfigyelésével is külön szervezetek foglalkoznak, pl. a SOTAS. Egy-egy okkultáció során jellemzően néhány száz km széles árnyék vetül a Földre - olyanok ezek mint egy-egy parányi napfogyatkozás. Abból hogy pontosan melyik területen mekkora változás észlelhető az eltakart csillag fényességében, következtetéseket lehet levonni az aszteroida méretére, alakjára, mozgására vonatkozóan - illetve pontosítani lehet pályájának számításait is. Minnél többen és minnél nagyobb pontossággal figyelik meg egyszerre az okkultációt, annál pontosabbak lehetnek a számítások, becslések.
Most hogy láttuk miért érdemes a csillagok fényességét mérni, lássuk hogyan csináljuk ezt! Alapvetően szükség van hozzá egy teleszkópra, egy fényképezőre vagy szenzorra és egy mechanikára - pont úgy mint az asztrofotózáshoz. Nem feltétlenül kell hozzá óriási távcső, már egy 50mm frontlencséjű kistávcsővel vagy a manapság gyorsan terjedő kis okostávcsövekkel is el lehet kezdeni. Kamerának megteszi egy közönséges tükörreflexes vagy MILC fényképező is, amit a távcsőre lehet illeszteni egy adapter segítségével. Nagyobb pontosságú mérésekhez persze nem árt egy tudományos vagy asztrofotós célra tervezett, hűthető, mono CMOS vagy CCD szenzor ami elé az éppen kiválasztott csillag és a mérési cél függvényében tudunk megfelelő szűrőt tenni.
A leggyakrabban használt szűrők a Johnson-Cousins szűrők, különösen a Johnson V szűrő, ami alapvetően az emberi szem érzékenységét próbálja utánozni, hogy a több évtized alatt felépített vizuális megfigyelésre alapozó adatsorok folytathatóak legyenek műszeres mérésekkel. E mellé csatlakoztak be az utóbbi években azok a tudományos szűrőkészletek amik egyes űrteleszkópok és tudományos célú nagytávcsövek szűrőkészleteihez hasonló áteresztést próbálnak biztosítani (mint pl. a SLOAN).
Az asztrofotózáshoz képest van pár jelentős eltérés. Egyrészt, itt nem fontos az esztétika - a képnek nem kell tökéletesen élesnek lennie, a csillagok formája is nyugodtan lehet kicsit tojásdad a képeken. Sőt, nem is szabad a képeken esztétikai célú korrekciókat végezni! Az adatokat abban a nyers (raw, fits) formában kell hagyni ahogy a fényképezőgépből, szenzorból kinyertük. Kiemelten fontos a mérés pontos dokumentálása: hely, idő, alkalmazott eszközök, azok beállításai (pl. szenzor üzemmód, ISO vagy gain, hőmérséklet, expozíciós idő).
Az expozíciós idő jellemzően néhány tized másodperctől max. 20-30 másodpercig terjed, nagyon fontos hogy a szenzor linearitási tartományán belül maradjunk. Egyszerű ökölszabály hogy a hisztogramra ránézve a kapott értékek ne legyenek magasabbak a szenzor által mérhető maximális érték felénél-kétharmadánál. A szenzor viselkedésének pontos kiméréséhez egy állandó fényerejű fényforrást célszerű egyenletesen növekedő expozíciós idővel fényképezni, majd megnézni az expozíciós idő - mért érték közötti összefüggést. Kezdetben ezek többé-kevésbé egy egyenest fognak kirajzolni, majd egy ponton elkezd a görbe letörni és a vízszinteshez konvergálni, ahogy a szenzor telítődik.
Az elkészült képeket az asztrofotózáshoz hasonlóan kell dark, bias, flat képekkel lehet kalibrálni. Halvány és lassan változó csillagok megfigyelésénél lehet értelme több képet stack-elni, átlagolni, de sok esetben erre nincs lehetőség: például egy okkultáció gyakran összesen néhány másodpercig tart és ez idő alatt jó lenne több értékelhető mérést is végezni.
Maga a mérés az "aperture photometry" technika segítségével történik. Sokaknak ismerős lehet asztrofotózásból az FWHM rövidítés (full width at half maximum). Ez a szám azt mutatja meg, hogy a csillag képének legfényesebb része (az a terület ahol a pixelen mért érték eléri a csillag legfényesebb pixel értékének felét) hány pixel szélességű. Na, a pixelek értékét egy akkora területen fogjuk összeszámolni ami szép bőven lefedi csillag ezen fényesebb részét, ahol a fényerő legalább a legfényesebb pont fele. Ebben persze lesz egy kis hiba, mert beleszámoltuk a háttér fényességét is: fényszennyezést, esetleges háttérben levő ködösségeket, stb. Ennek korrigálására kijelölünk egy a mért területtel koncentrikus nagyobb lyukas kört (fánkot), amit sky annulusnak nevezünk, majd megmérjük az átlagos fényességet ott is. Ez lesz a háttér fényessége, amivel korrigáljuk a csillag területén mért értéket.
.
Természetesen az így számolt érték senki más értékeivel nem összehasonlítható még, mert minden rendszer érzékenysége egyedi. Ahhoz, hogy használható számokat kapjunk, ugyanazt kell tennünk amit a vizuális megfigyelők tesznek: összehasonlítani a célpontunk mért fényességét egy vagy több referencia (állandó, pontosan ismert fényességű) csillag általunk mért értékével. Így tudjuk az adatainkat kalibrálni. Fedések mérése esetén annyiból más a helyzet, hogy ott az időbeli változás is fontos: hogy a saját pár másodperccel korábbi mérésünkhöz képest hogyan változott az érték.
Ezeket a műveleteket több szoftver is szinte teljesen automatikusan el tudja végezni számunkra. Például az AAVSO online vPhot szoftverébe csak fel kell tölteni a kalibrált fits állományt, aztán már automatikusan ki tudja rajta jelölni a referencia és a változó csillagokat, rájuk helyezni a mérő apertúrákat, kiszámolni az értékeket és kimutatást készíteni a mérési eredményekről. Aki szeret programozni, az astropy keretrendszer és a photutils csomag segítségével is fel tudja dolgozni az eredményeket, ez már igazi mélyvíz.
A pontos mérést sajnos nehezíti, hogy nem csak a rendszerek érzékenysége egyedi, de az is hogy a fény hullámhosszának függvényében hogyan változik ez az érzékenység. Emiatt az az egyszerű korrekció, hogy ismert csillagok fényességéhez hasonlítjuk a mért értékünket, csak erősen korlátozott pontosságot ad.
Más-más szűrőket használva teljesen más eredményeket tudunk kapni. Az sem mindegy hogy az összehasonlított csillagok színe hasonló vagy mondjuk egy kék csillagot akartunk egy vörössel összemérni (utóbbi esetben sokkal több a hibalehetőség). Emiatt mindig nagyon fontos megjelölni az adatoknál azt is hogy milyen szűrővel készültek.
A szűrők sem tökéletesek (pl. van olyan kék szűrő ami infravörös tartományban is hajlamos fényt átereszteni, ezért vörös csillagoknál csak nagyon óvatosan használható). A hagyományos RGB vagy másnéven OSC kamerák színszűrőinek hullámhossz-függő változása is egymástól teljesen eltérő lehet.
Ezek korrigálására ún. transzformációs mátrixokat lehet kiszámolni, amik meghatározzák hogy a mi konkrét optikai rendszerünk (távcső, szűrő, érzékelő együttesen) méresei mennyire térnek el egy "ideális" vagy legalábbis közösen megállapított standardtól.
Ennek megállapításához az AAVSO kijelölt standard mezőket, ahol jópár nagyon pontosan, sok szűrőn keresztül kimért, állandó fényességű csillag található. Ha ezek közül egyet-kettőt végigfotózunk a saját rendszerünkkel, akkor a fotometrikai szoftverek segítségével kiszámolhatóak a transzformációs mátrixok, amikkel a méréseink pontosíthatóak. Ezeket a kalibrációkat célszerű legalább évente megismételni, mert a rendszer minden komponense változik idővel, pl. egyes szűrők pontossága is romlik idővel.
Én még csak most vágtam bele ebbe a kalandba, az első kalibrációkat próbálom épp elvégezni, de remélem más asztrofotósok figyelmét is fel tudom kelteni a téma iránt, hogy a képeink ne csak szépek, hanem időnként hasznosak is lehessenek :-)