Jump to content

LibMar

Moderator
  • Content Count

    2830
  • Joined

  • Last visited

  • Days Won

    4

Blog Entries posted by LibMar

  1. LibMar
    Witam,
     
    Naszło mnie, aby napisać nieco o tym, czym zajmuję się w ostatnim czasie. Mianowicie, chodzi o poszukiwanie nowych gwiazd zmiennych. Skąd to się wzięło i dlaczego kontynuuję ten temat? Ile czasu nad tym spędzam? Na te i inne pytania postaram się odpowiedzieć.
     
    Początki zainteresowań gwiazd zmiennych sięgają 2009 roku, kiedy to w wieku 13 lat wizualnie dokonywałem pomiarów wybranych gwiazd zmiennych. Najczęściej były to Beta Lyrae, Delta Cephei oraz W Bootis. Wystarczyło zaledwie wyjść na kilka minut, aby coś tam zmierzyć. Były to jeszcze czasy, kiedy poszukiwałem tematu, który w astronomii amatorskiej najbardziej mnie zafascynuje. Po paru latach, wybór padł na gwiazdy zmienne. Zawsze intrygowało mnie to, co widać na danym wykresie. W końcu, pośrednio rejestrujemy zjawiska dziejące się na gwieździe lub w jej obrębie. W 2013 roku dzięki stypendium zakupiłem lustrzankę Canon EOS 60D, za pomocą której po raz pierwszy rozpocząłem przygodę z fotometrią. Odkryłem, że można osiągnąć precyzję znacznie lepszą niż uchwyci to ludzkie oko. Jednak brak montażu powodował, że ograniczałem się tylko na jasnych obiektach. Ten zakup zrealizowałem dopiero w 2016, po kilku miesiącach prób astrofotografii z prowadzeniem na Sky-Watcher Virtuoso. Także w 2016 ustaliłem swoje pierwsze zadania do wykonania przez dany rok. Jednym z nich była próba rejestracji tranzytu planety pozasłonecznej. Wysoka poprzeczka spowodowała, że przysiadłem do fotometrii nieco dłużej. Wcześniej nie miałem nawet pełnej krzywej jasności jakiejś zmiennej zaćmieniowej, a tu próbuję złapać bardzo subtelne zjawisko. Precyzja pomiarów polepszała się, ale o poszukiwaniach zmiennych jeszcze nie myślałem...
     
    Zmieniło się to w kwietniu 2017 roku. Zachęcony poszukiwaniem planet pozasłonecznych w programie Zooniverse - Exoplanet Explorers, zauważyłem jak ogromna jest ilość gwiazd zmiennych na nocnym niebie. Wysoka precyzja instrumentu pozwoliła rejestrować także zmiany blasku, które w warunkach naziemnych są nieosiągalne. Dorwałem więc do danych Keplera i pobrałem pomiary z pola Campaign 8 misji K2. Krzywych było ponad 20 tysięcy, które zacząłem ręcznie przeglądać. Zacząłem wypisywać obiekty, które w bazie danych VSX nie istnieją, a wykazują dość spore zmiany blasku. Jeśli Kepler rejestrował zmiany blasku, to może spróbuję potwierdzić je za pomocą własnych pomiarów? Tak, na samym początku sierpnia 2017 roku dokonałem obserwacji gwiazdy HD 5843 w konstelacji Ryb. Według danych K2, miała to być zmienna pulsująca o okresie krótszym niż dwie godziny. Ma około 8 mag (jasna!) i spadek blasku zaledwie 0.03 magnitudo. Takie zmiany rejestrowałem już dla tranzytów egzoplanet, więc spróbuję "odkryć" (potwierdzić) nieznaną wcześniej zmienną. Wyszło! Dwa tygodnie starałem się wysłać poprawnie raport do bazy danych VSX, aby w końcu zostało zaakceptowane. Kilka dni później analogicznie spróbowałem z HD 6121. Cel trudniejszy - gwiazda nieco ciemniejsza (8.6 mag) a spadek blasku zaledwie 0.006 mag. To już nawet wyzwanie. Na szczęście, udało się uzyskać potrzebną precyzję i w sierpniu miałem na koncie dwa odkrycia.
     

     
    Pod koniec sierpnia, po obserwacjach tranzytu Qatar-4 b zauważyłem sąsiednią gwiazdę, która zmieniała swój blask. W VSX nic nie ma, a spadek bardzo wyraźny - dziwna sprawa. Zaćmienie było tak głębokie, że nie byłem w stanie uwierzyć o prawdziwości bycia zmienną. Gwiazda nie była obserwowana przez Keplera, więc nie miałem czym to potwierdzić. Niedługo później dowiedziałem się o programach obserwacyjnych, takich jak ASAS-SN i SuperWASP. Dzięki publicznie dostępnym pomiarom, potwierdziłem zmienność. Był to układ binarny typu Algola (EA). A skoro się udało, zacząłem przeglądać kolejne obiekty. Do końca września przeprowadziłem jeszcze kilka obserwacji, mając łącznie na dysku kilkanaście obserwacji wykonywanych przez kilka godzin. Za moment druga, trzecia, czwarta... Okazało się, że tych zmiennych jest całkiem sporo! Modyfikacja metod poszukiwawczych, odnajdujemy kolejne. Było już kilkanaście, kiedy nastąpił STOP. Na swojej krzywej blasku widziałem gwałtowny wzrost jasności, natomiast ASAS-SN pokazał zupełnie co innego - była to nieznana wcześniej półregularna. To mój nowy typ! Były ciągle zmienne zaćmieniowe i parę pulsacyjnych.
     

     
    To, czym charakteryzowała się gwiazda, to pomarańczowo-czerwonawy kolor. Chwila później i znajduję analogiczną sytuację dla drugiej gwiazdy. A może zacznę na ślepo poszukiwać zmienne, które są czerwone? W ten sposób rozpoczęło się poszukiwanie metodą data-mining. Polega ono na wydobywaniu danych z bazy, a tutaj nie musiałem nawet wykonywać obserwacji. Nie ma w VSX, to nieznana. Co z takimi? Dowiaduję się, że także mogę wysyłać tego typu zmienne. Kilkanaście zmiennych i powoli zaczęło robić się nudne. Ile to można szukać czegoś, co jest trudne do analizy? Półregularne w rzeczywistości składają się z wielu nakładających się okresów. Trochę cierpliwości ja i moderator VSX musieliśmy mieć, aż w końcu opanuję wysyłanie zgłoszeń.
     
    W listopadzie 2017 roku zmieniłem metodę poszukiwań. SuperWASP i NSVS mają krzywe dostępne od razu, natomiast w ASAS-SN trzeba czekać nawet 10 minut po jedną gwiazdę. Jest lepsza precyzja, ale coś za coś. Dzięki kolejnym programom poszukiwawczym, zacząłem przeglądać także te o innych kolorach. Zaczęły wpadać kolejne nieznane typy o okresach rzędu dni. Zbyt długie, abym wyłapał podczas pojedynczej obserwacji. Rozpoczął się masowy projekt, w którym chciałem poznać gwiazdy zmienne nieco lepiej. Mamy ponad setkę typów, a w większości nie wiadomo o co w nich chodzi. Powoli zaczynałem spotykać przykłady nieznanych dla mnie typów i tak wyglądało ich poznawanie.
     

     
    Liczba odnajdywanych obiektów stała się zbyt duża i nie wyrabiałem się nad wysyłaniem do VSX. Przygotowanie i wysłanie zgłoszenia zajmowało godzinę. Sposób szukania to jedno, a analizy to drugie. Zacząłem coraz więcej czasu skupiać się na automatyzowaniu arkusza służącego do przygotowania wykresów. Czas malał i obecnie najprostszy typ (nieokresowy, więc pomijam pewien etap) mogę wysłać w zaledwie 15 minut. To nie pomogło, gdyż nieznanych zmiennych pojawiało się coraz więcej. Wolałem szukać niż wysyłać. Zmieniły się także priorytety - coś mniej ciekawego pomijałem, więc podejmowałem selekcję. Pojawiło się także ograniczenie, że można wysłać maksymalnie jedną zmienną dziennie. Aby to pominąć, można wysłać hurtowo poprzez napisanie pracy naukowej. To coś, czego nigdy wcześniej nie robiłem. Już wiele razy podejmowałem się, aby pozostawić projekt i zacząć kolejny. Wysyłanie zwolniło się i obecnie wysyłam nie częściej niż raz na tydzień.
     
    Pojawiła się chęć poszukiwania czegoś zupełnie nieznanego lub rzadkiego. To właśnie takie obiekty są najbardziej ciekawe. Zostawiłem już poszukiwanie zmiennych obserwacyjnie, a skupiłem się tylko i wyłącznie na data mining. Określiłem także skalę jak bardzo dany obiekt jest "wow". Dlaczego preferuję tę metodę? Obserwacyjnie odnalazłem około 50 obiektów i ciągle spotykam te same typy. EW, czasem EB, niekiedy EA lub DSCT. Kilka typów. Tylko raz przypadkowo natrafiłem na coś ciekawszego - GDOR. Data mining otworzyło mi bramę na poznawanie większej ilości typów. Nauczyłem się jak selektywnie wybierać gwiazdy, aby poszukiwać wybrane typy. I tak odnalazłem ponad 20 zmiennych typu GDOR, co jest o wiele bardziej owocne. Można też powiedzieć, że zmienne te mogę potwierdzać podobnie jak było to z Keplerem i HD 5843. Nie mogę przyznawać sobie odkrycia na podstawie samych obserwacji Keplera, natomiast innych danych (np. ASAS-SN) już tak. Nie są to dane, które przeglądając po kolei natrafimy na nie. To my tutaj "losujemy" gwiazdę na niebie, aby pobrać jej pomiary fotometryczne. Typy zmiennych, które kiedyś były marzeniem do odnalezienia (np. rotacyjna), z czasem stawało się czymś normalnym. I w tym momencie pojawiło się uzależnienie na zmienne, czyli chęć znalezienia coś jeszcze bardziej nietypowego. Takie, które faktycznie mogą się nadawać do napisania pracy naukowej. Nie jakieś tam EW, gdzie opisać można w kilku zdaniach, lecz bardziej złożone. Pierwszą z nich była TYC 2722-1304-1 w konstelacji Pegaza. To połączenie dwóch typów: EA+DSCT. Zmienna zaćmieniowa i pulsująca. Co więcej, zmienna zaćmieniowa ma silnie ekscentryczną orbitę, gdzie minimum wtórne jest ekstremalnie przesunięte. Co więcej, gwiazda jest bardzo jasna (9.7 mag). Widoczny jest także trzeci składnik odległy o 3". Spośród wszystkich znanych EA+DSCT, ta ma najdłuższy okres orbitalny. I to wszystko zsumowało się, że obiekt jest bardzo niezwykły. W tym momencie poczułem, że odnajduję coś ważnego pod kątem naukowym. Zacząłem ją obserwować z filtrami fotometrycznymi, aby potwierdzić pulsacje. Mierzyłem głębokości zaćmień przez kolejne filtry. I to jest to! W pracy naukowej można to opisać na wiele stron. I teraz na poważnie skupiłem się napisaniu pracy.
     

     
    Zabrakło jednak nieco danych, które planuję uzbierać podczas obserwacji w przyszłym roku. Pojawiły się kolejne rzadkie zmienne, które zacząłem dodatkowo obserwować. Jedną z nich była kandydatka na RCB (R Coronae Borealis) o oznaczeniu katalogowym IRAS 03536+6235. Zdobyła zainteresowanie wśród paru obserwatorów i astronomów, którzy także regularnie ją monitorowali z różnych części świata. I tak na zmianę - nowa metoda poszukiwania w data mining i kolejne typy zmiennych. W pliku mam pozycje ponad tysiąca nieznanych zmiennych, na które nie ma czasu. Selektywne wysyłanie zgłoszeń wygrało.
     
    Szukanie zmiennych stało się pewnego rodzaju uzależnieniem (w pozytywnym sensie!), z chęcią poznawania jak różnorodny jest ten temat. Coraz to bardziej nietypowe zmienne dają zagadki z czym mamy do czynienia. Zmienne symbiotyczne, nowe karłowate i inne dzikie węże. Jedna to nawet dostała gwiazdkę, bo jest zupełnym "wu te ef", gdzie sami moderatorzy VSX z niczym nie mogli jej powiązać. Jeszcze miesiące temu były to obiekty, które uznałem za niemal niemożliwe do odkrycia amatorsko. Można miesiącami próbować szukać rozbłyski, ale nigdy nie masz pewności. A tak wykrywam to, co zostało przez naukowców pominięte. I to jest to, czym chcę zajmować się dalej. Równocześnie działa temat egzoplanet, jednak z tym jest na przemian. Zimą, kiedy studiuję, praktycznie nie ma kiedy obserwować niebo. Robię to głównie latem. Astronomię amatorską uprawiam teraz siedząc przed komputerem. Średnio poświęcam nie mniej niż godzinę dziennie na znajdowaniu nowych zmiennych, licząc na coś rzadszego. Bo uważam, że moje działanie faktycznie ma istotny wpływ naukowy.
     

     
    Co planuję robić dalej? Szukać i szukać. Aż do momentu, kiedy właściwie nic nie zostanie amatorom, czyli teoretycznie do 2022 roku (katalog zmiennych z danych Gaia). A potem dokładnie studiować znalezione zmienne, co po części zacząłem w przypadku EA+DSCT i kandydatki na RCB. Ale do tego czasu takich może być już ponad setka... Szukanie nowych zmiennych przestało być zaskakujące, dlatego teraz szukam coś rzadkiego. To powoduje, że potrzebuję odpowiednie metody wyciągania danych. Na tyle, że na granicę 2022 zaczynam powoli przymykać oko. Niektóre ze zmiennych mogą być trudne do zidentyfikowania przez automaty Gai. Za parę lat wróci się do każdego obiektu i skończę temat wyciskając ostatnie poty. Co najmniej 1% z tysiąca pozostanie nadal nieokreślona jako zmienne. Korzystam z tych kilkudziesięciu miesięcy, kiedy swobodnie odnajduję i wysyłam odkrycia.
     
    Trzy tygodnie dołączyłem do AAVSO, stając się ich oficjalnym członkiem. To pozwoli na pisanie prac naukowych i wysyłanie do ich czasopisma JAAVSO (zmotywuje mnie fakt, że trochę na to wydałem). Regularnie kontaktuję się z astronomami, a jeden z nich szczególnie pomaga mi nad pisaniem obecnej (oczywiście to jeszcze kolejny projekt). Ale nigdy wcześniej nie było tak blisko. Jestem już prawie na ukończeniu, a chciałbym wydać do połowy przyszłego lutego. Praca, nad którą od sierpnia spędziłem ponad 250 godzin. To nie jest pojedyncza zmienna, ale katalog rzadkich zmiennych, z których powstaną późniejsze liczne prace. Aż nie mogę się doczekać na jej publikację!
  2. LibMar
    Witam,

    W ostatnim czasie przyszedł mi do głowy pewien pomysł, na podstawie którego można byłoby wyznaczyć prawdopodobieństwo zarejestrowania tranzytu. Polega to na tym, że na podstawie znanej już długości trwania tranzytu można określić po której stronie krzywej jasności znajduje się spadek jasności wynikający z obecności tranzytu. Aby tego dokonać, należałoby porównać średnią wszystkich ocen obejmujących potencjalny przedział tranzyt egzoplanety z każdej minuty. Wymyśliłem więc nazwę TTC - Transit Timing Comparison (porównanie momentu wystąpienia tranzytu do znanej danej).

    Weźmy sobie przykładowy tranzyt, którego czas trwania wynosi 120 minut. Początek ma miejsce o 23:00, a koniec o 01:00. Daną gwiazdę rejestrowaliśmy od 20:00 do 04:00, przez osiem godzin. Głębokość tranzytu wynosi 0.01 magnitudo. Przyjmujemy, że jedna klatka miała 10s ekspozycji i nie było żadnych przerw pomiędzy kolejnymi ujęciami.

    Korzystamy ze znanej danej, czyli długości trwania tranzytu - 120 minut. Jeśli jedna klatka miała 10s, to w ciągu 2 godzin wykonamy 120 x 6 = 720 klatek. Tak dużą liczbę pomiarów będziemy uśredniali przez całe dwie godziny trwania tranzytu. Wszystkie uzyskane przez nas pomiary fotometryczne wrzucamy do Excela i wykonujemy zwykłe uśrednianie dla kolejnych klatek. Można też przeprowadzić dla każdej minuty, czyli na przykład:

    Wszystkie pomiary uśrednione z przedziału 20:00 do 22:00.
    Wszystkie pomiary uśrednione z przedziału 20:01 do 22:01.
    Wszystkie pomiary uśrednione z przedziału 20:02 do 22:02.
    Wszystkie pomiary uśrednione z przedziału 20:03 do 22:03.
    [...]
    Wszystkie pomiary uśrednione z przedziału 01:59 do 03:59.
    Wszystkie pomiary uśrednione z przedziału 02:00 do 04:00.

    Teraz wyobraźmy sobie jakie uzyskamy pomiary. Przy pomiarach z przedziału od 20:00-22:00 do 21:00-23:00 nic się nie dzieje - gwiazda ma stałą jasność. Później coraz bardziej obejmujemy przedział z tranzytem. Ocena 23:00-01:00 powinna pokazać jak najniższą jasność. Później mamy już wszystko na odwrót, niemal jak lustrzane. Z reguły, rozrzut pomiarowy maleje wraz z pierwiastkiem drugiego stopnia ilości wykorzystanych klatek obejmujących cały tranzyt. Czyli, jeśli mamy na podstawie pojedynczej klatki:
    1 klatka -> rozrzut +/- 0.04000 magnitudo
    4 klatki -> rozrzut +/- 0.02000 magnitudo
    16 klatek -> rozrzut +/- 0.01000 magnitudo
    64 klatki -> rozrzut +/- 0.00500 magnitudo
    256 klatek -> rozrzut +/- 0.00250 magnitudo
    1024 klatek -> rozrzut +/- 0.00125 magnitudo
    Czy to się sprawdza? Trudno mi powiedzieć, gdyż rozrzut pomiarowy po uśrednieniu 29 pomiarów dla HD 189733 b (ten, co łapałem we wrześniu) wyszedł mi 8x mniejszy zamiast 5.38 razy (pierwiastek z 29 to 5.38). A więc wyszło jeszcze lepiej.

    Co przedstawia taka krzywa jasności uzyskana po uśrednieniu takich pomiarów? Jak wiadomo, będzie trzeba wykorzystać środkowy fragment z uśrednianego czasu. Więc jeśli przedział wynosi 2 godziny od 20:00 do 04:00, to na osi X będziemy mieli pomiary od 21:00 do 03:00.



    1 - moment do odcinka 21:00-23:00, czyli ciągle obejmujemy moment, kiedy gwiazda zachowywała wciąż stałą jasność
    2 - moment z 21:00-23:00, gdzie zaczynamy obejmować wejście planety pozasłonecznej na tle tarczy gwiazdy
    3 - moment na przykład z 21:12-23:12, gdzie po dwunastu minutach egzoplaneta już całkowicie znajduje się na tle gwiazdy
    Coraz większy spadek jasności na skutek wejścia powoduje, że odcinek 2-3 nie jest stały. Podobnie będzie z 5-6.
    4 - coraz bardziej obejmujemy obszar krzywej jasności z tranzytem, nie jest do odcinek stały ze względu na zjawisko dark limbening (najpierw planeta zakrywa brzegi gwiazd, które wykazują niższą jasność powierzchniową niż centralna część gwiazdy)
    5 - dotarliśmy do momentu 22:48-00:48, gdzie od 00:48 stanowi trzeci kontakt (rozpoczęcie wyjścia z tarczy gwiazdy)
    6 - minimum jasności, centralny moment tranzytu
    7-11 - analogicznie do powyższych, lecz na odwrót (od 5 do 1)

    Jaki to miałoby sens w rejestrowaniu tranzytów?
    Wyznaczając szczyt uzyskanej piramidy, możemy określić moment minimum jasności. Ponieważ jasności są zakłamane (nie powinno się porównywać tak duży odstęp czasu), mówimy tutaj tylko o prawdopodobieństwu. Wyznaczając średnią dużej ilości pomiarów, możemy pokusić się o wyznaczenie

    Dlaczego wykres jest do góry nogami? Jeśli obserwujemy spadek jasności, to "piramida" powinna iść do dołu?
    Tak jak mówiłem, ten wykres nie obejmuje zmiany jasności, lecz prawdopodobieństwo wystąpienia tranzytu. Najniżej (0%) to fragmenty obejmujące maksymalną jasność, a najwyżej (100%) to te, które obejmują najmniejszy blask. Jeśli gwiazda ma 8.00 mag, a w maksimum osiągnie 8.01 mag, to 8.00 stanowi 0%, 8.005 - 50%, a 8.01 - 100%.

    Czy można wykorzystać tę metodę przy odkrywaniu egzoplanet?
    Tak, ale z ograniczeniem. Planeta musi być mała (czyli największe szanse, że nie została jeszcze zarejestrowana), a okres obiegu trwa jak najkrócej. Wówczas długość tranzytu będzie bardzo krótki i uda się nam objąć całą piramidę. Wiadomo też, że nie znamy długości trwania tranzytu. Niektóre można byłoby łapać od razu na krzywej pojedynczych pomiarów, inne niekoniecznie. A tym bardziej idąc w kierunku zmian o amplitudzie dziesięciotysięcznych części magnitudo. Stąd robimy taki wykres/mapę, gdzie na osi X byłby długość trwania zjawiska, a na osi Y amplituda zmian jasności. Mapka taka byłaby jakby obrazkiem, na przykład mającym 500x500 pikseli. Do tego byłoby trzeba napisać już program, gdyż w Excelu ciężko widzę takie obliczenia. Jeśli zarejestrujemy jakiś sygnał, to powinien pojawić się charakterystyczny pik. Daję tylko przykład pierwszego obrazka z Google'a, o co mi chodzi:



    Na koniec, przedstawię na szybko zrzut ekranu z Excelu. To, co widzicie, to jest ta metoda (TTC) przeprowadzona na archiwalnej obserwacji HD 189733 b (pierwszy udany tranzyt). Zjawisko trwało 105 minut, a ja rozpocząłem 40 minut przed i skończyłem 20 minut po. Skutek? Ucięta piramida! Mimo to, wciąż udało się uzyskać szczyt piramidy. Nie konwertowałem więc na prawdopodobieństwo i stąd zostawiłem też spadek w kierunku dolnym. Warto zauważyć, że różnica między dwiema poziomymi liniami to już tylko 0.0005 magnitudo!



    Analogicznie biorąc wszystkie wyliczenia, kamera ASI1600 (na próbnych testach przeprowadzonych przez Adama Jesiona) umożliwiłaby rejestrację tranzytu o 40% mniejszym rozrzucie pomiarowym niż dla lustrzanki (0.00015 a 0.00025 mag). Aby to powiedzieć, musiałbym użyć "półtora dziesięciotysięcznej" oraz "dwa i pół dziesięciotysięcznej" części magnitudo. W tym momencie chyba już mógłbym powiedzieć o stutysięcznej części magnitudo, aby było łatwiej A jak wyglądałby więc tranzyt na granicy możliwości? Piramida byłaby po prostu zamaskowana, a pomiary latałyby w górę i w dół. Jeśli jakikolwiek spadek się pojawi, to najprawdopodobniej jego minimum byłoby znacznie przesunięte.

    Plusy metody:
    - łatwość i szybkośc wykonania (możliwość przeprowadzenia takiej metody nawet podczas transmisji internetowych na żywo)
    - możliwość rejestrowania tranzytów o głębokości do 0.0003-0.0008 mag za pomocą lustrzanki (kamery jeszcze lepiej, być może i poniżej 0.0001 mag przez całonocną obserwację)
    - możliwość rejestrowania planety wielkości Ziemi na tle gwiazdy wielkości Słońca w odległości do 1000 lat świetlnych
    - można powiązać z pierwszą częścią metody live binning oraz lucky imaging, choć nie jest to konieczne
    - można powiązać z wyborem dynamicznych gwiazd referencyjnych
    - coś, co nie wykorzystywano do tej pory, więc jest szansa rozwinąć temat (?)
    - szansa na zarejestrowanie antytranzytu, gdyż krzywa ma podobny charakter

    Minusy metody:
    - brak możliwości wykorzystania metody uśredniania (etap 2/2 w live binning)
    - wymagany bardzo długi czas trwania obserwacji (letnie noce mogą być nawet nieco za krótkie)
    - tranzyt musi wypaść jak najbliżej momentu dołowania Słońca, aby załapać z jak największą dokładnością
    - dłuższe tranzyty są niemożliwe do zarejestrowania tą metodą - dla przykładu, 240-minutowy tranzyt wymaga minimum 12-godzinnej obserwacji (240 x 3 = 720 minut)
    - na ich podstawie nie uzyskamy dużej ilości sensownych danych - praktycznie nic więcej niż "o, złapało się!"
    - tylko do pojedynczych tranzytów egzoplanet, podwójne już nie
  3. LibMar
    Witam!

    Zamiast pisać oddzielny temat, postanowiłem napisać w postaci bloga. Okres wakacyjny już minął, stąd nie ma teraz czasu na obserwacje nieba. Tak to będzie przez najbliższe kilka lat - przez trzy miesiące "masowo" zajmuję się astronomią praktyczną, pozostały czas to teoria. Czyli w większości szukanie informacji, co można robić kolejnym latem. Tym samym warto podsumować zmagania związane z rejestracją egzoplanet, które w moim życiu były dość przełomowe.

    Początki zainteresowań planet pozasłonecznych miały miejsce bodajże w 2012 roku, gdy Rafał Reszelewski został odkrywcą w projekcie Planet Hunters. Pomyślałem, że też spróbuję swojego szczęścia. Po przeanalizowaniu kilku tysięcy krzywych, zostałem wpisany do "odkrywców" trzech potencjalnych egzoplanet. Jaka była z nimi historia, tego nie mam pojęcia. Po trzech latach próbowałem zalogować się ponownie, ale odkryłem, że moje konto zostało usunięte. Co więcej, po wpisaniu czegokolwiek w Google, nic nie znalazło. Nawet na maila wciąż nie dostałem odpowiedzi. No trudno, ale przynajmniej nabyłem trochę doświadczenia z czym to się je.

    Ponieważ od wielu lat zajmowałem się obserwacją gwiazd zmiennych (oczywiście sporadycznie, były to oceny przypadkowych gwiazd), powoli wchodziłem coraz głębiej w temat fotometrii. Dlatego w 2011 roku planowałem wziąć udział w OZMA przedstawiając swój projekt dotyczący obserwacji gwiazd zmiennych rotacyjnych. Niestety, pogoda i czas nie pozwoliły uzyskać wystarczającej ilości danych, dlatego porzuciłem.

    W 2015 roku wróciłem ponownie do planet pozasłonecznych. Miałem już za sobą parę prób przeprowadzania fotometrii, ale wciąż nie znałem wiele podstaw. Spróbowałem swojego szczęścia łapiąc HD 189733 b w konstelacji Liska. Niestety, moja pierwsza próba była nieudana. Rozrzut pomiarów był tak duży i nie wiedziałem zbytnio czego mam oczekiwać. Czekałem na drugą próbę, jednak nie pozwoliły do tego warunki. Za każdym razem tej nocy niebo opanowały chmury. Tak się zakończyły obserwacje egzoplanet w 2015 roku - czyli w zasadzie nic ciekawego.

    Obiecałem sobie, że w 2016 roku zaobserwuję pierwszy tego typu obiekt w życiu. Nie było łatwo, gdyż zakupiłem nową kamerkę Altair GPCAMV2 IMX224. Żyjąc z myślą "niskie szumy, to i lepsze pomiary", narobiłem tylko trudu. Skala z 800mm była tak duża, że nie potrafiłem opanować całego zestawu. Stąd pierwsze trzy próby (TrES-2 b, WASP-33 b i CoRoT-2 były nieudane. Postanowiłem wrócić do Canona i założyłem obiektyw Pentacon 4/200 na mocowaniu M42. Kolejną (czwartą) próbę miałem przeprowadzić już z dwóch zestawów - lustrzanki i 200mm, oraz kamery na 600mm. W końcu się udało - zarejestrowałem tranzyt planety pozasłonecznej HD 189733 b! I to na dwóch detektorach!



    Byłem z tego powodu bardzo przeszczęśliwy. Zdarzyło mi się nawet skakać z radości! Marzenie od dawna zostało w końcu spełnione. Ale co dalej? Postanowiłem, że będę łapał kolejne tranzyty - również innych planet. Każda kolejna obserwacja dawała mi nieco doświadczenia. W tym momencie mogę zauważyć przynajmniej 6 rzeczy, które zrobiłem nie tak przy pierwszej próbie. Zaczynając od kiepskich parametrów ekspozycji, poprzez słabe ustawienie montażu na biegun i na obróbce danych kończąc.

    Kolejne próby z egzoplanetami szły jak z górki. W ciągu trzech dni miałem już na koncie drugą planetę pozasłoneczną - tym razem HD 209458 b (Ozyrys) w Pegazie. Co ciekawe, jest to pierwsza egzoplaneta zarejestrowana metodą tranzytu. Tym razem przełamałem kolejną barierę - przecież spadek jasności wynosi tylko 0.016 mag, podczas gdy HD 189733 b ma około 0.028 mag!



    Niestety, mój zestaw jest bardzo ograniczający. Można powiedzieć, że w zasięgu znajdują się tylko cztery egzoplanety dla 60D i Pentacona 4/200. Kolejne dwie (WASP-33 b i WASP-69 prawdopodobnie również się zarejestrowały, ale nie mam 100% pewności. Powtórka za rok będzie konieczna! Jako ciekawostkę dodam, że tę drugą łapałem na zlocie Astropolis. Chyba tylko kilka osób śledziło moje dokonania, które wyszły tak sobie. Ale nie ma co się zrażać - temat nie jest prosty i nie będziemy od razu ekspertami. Na następnym zlocie na pewno się uda

    Obserwowałem także jeden tranzyt, który wyszedł mi najlepiej niż kiedykolwiek. Miałem w planach przeprowadzenie również transmisji internetowej na żywo z takiego zjawiska. Dopiero czwarta próba była udana - cieszę się, że mamy takie zjawisko na koncie. To pierwsza tego typu transmisja w Polsce i druga na świecie!



    Warto zauważyć, że powyższe krzywe zawierają oceny tylko pojedynczych pomiarów. Zachęcony działaniami Scotta Degenhardt'a (w temacie "Live binning"), postanowiłem uśrednić pomiary do 29 sąsiednich, w celu uzyskania dokładniejszej krzywej kroczącej. Co wyszło z powyższej krzywej? Coś, czego nie spodziewałem się:



    Aż szkoda, że nie udało się zaobserwować końcówki przez chmury. Nawet ostatnie pomiary zdają się być niepoprawne, skoro tendencja jest nieprawidłowa. Ale warto zwrócić uwagę na resztę krzywej tranzytu. Z pojedynczych pomiarów o rozrzucie +/- 0.02 mag uzyskałem krzywą kroczącą, gdzie rozrzut wynosił już tylko +/- 0.0025 mag!!! To może być klucz do przyszłych rejestracji tranzytów egzoplanet. Jak można zauważyć, nawet lustrzanką można uzyskać doskonały kształt krzywej jasności. Jak się ma do metody "live binning"? Trudno powiedzieć. Osiągnąłem rozrzut o 16.7% lepszy niż w jego przypadku, więc nie było trzeba stosować krótkich ekspozycji. Ale z drugiej strony, ciekawe co by wyszło, gdybym faktycznie nagrywał tą metodą

    Jeszcze tydzień temu wybrałem sobie cel, aby w 2017 roku uzyskać dokładność pomiarową lepszą niż +/- 0.005 mag, aby łapać tranzyty o takim samym spadku jasności. A wystarczyło tylko jeszcze raz przejrzeć materiał, który uzyskałem nieco ponad 1.5 miesiąca temu. Dla mnie genialne - zwykłą lustrzanką można łapać tego tyle, aż w głowie się nie mieści. Już teraz liczba dostępnych obiektów (dla obecnego zestawu) zwiększyła się z 4 do 20. Co więcej, planowany zakup kamery ASI178MM-c powinien dodatkowo zwiększyć zasięg nawet do dwustu takich obiektów!

    W takim razie, jaki będzie główny cel na 2017 rok? Lubię ambitne plany i wybieram tak samo trudny, podobnie jak w przypadku pierwszej udanej rejestracji tranzytu egzoplanety. Chcę zarejestrować planetę należącą do grupy superziemi i przełamać kolejną barierę w obserwacji odległych światów. Takie rzeczy robi się na świecie, ale chyba nikt nie próbował robić tego lustrzanką. Mam nadzieję, że zdążę, ponieważ do zakupu ASI178 potrzebna będzie kwota pochodząca ze sprzedaży 60D. Realizacja będzie miała w ciągu najbliższych kilku miesięcy, a więc czekamy

    Dodam, że do zarejestrowania superziemi potrzebuję osiągnąć dokładność lepszą niż +/- 0.0020 mag. Jak widać, jesteśmy bardzo blisko tej granicy, gdyż nieświadomie udało się zejść do +/- 0.0025 mag.
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.