Wykorzystanie cyfrowych aparatów fotograficznych do fotometrii gwiazd zmiennych.

Transkrypt

1 Ryszard Biernikowicz (PTMA Szczecin) Seminarium Gwiazdy Zmienne 24 października 2015r. Malbork. Wykorzystanie cyfrowych aparatów fotograficznych do fotometrii gwiazd zmiennych.

2 Wykorzystanie cyfrowych aparatów fotograficznych do fotometrii gwiazd zmiennych. Lustrzanki cyfrowe (ang. DSLR cameras) są najczęściej wykorzystywanymi do fotometrii cyfrowymi aparatami fotograficznymi. Dlatego ten sposób wyznaczania jasności ciał niebieskich nazywa się również fotometrią DSLR. Plan prezentacji: 1. Co to jest fotometria DSLR? 2. Wybór sprzętu. 3. Specyfika fotometrii DSLR. 4. Opracowanie zdjęć do fotometrii DSLR. 5. Transformacja jasności instrumentalnej G do standardowej astr. jasności dżosonowskiej V. 6. Wyniki obserwacji. 7. Podsumowanie. 8. Polecana literatura o fotometrii DSLR.

3 1. Co to jest fotometria DSLR? D.S.L.R. - ang. Digital Single Lens Reflex camera = lustrzanka cyfrowa Fotometria DSLR ( lustrzankowa ) -metoda pomiarów jasności ciał niebieskich/gwiazd z wykorzystaniem zdjęć z aparatów cyfrowych najczęściej lustrzanek cyfrowych.

4 2. Wybór sprzętu do fotometrii DSLR? Wymagania sprzętowe: aparat cyfrowy (lustrzanka DSLR/kompakt/hybryda): zapis zdjęć w formacie RAW (tzw. negatyw cyfrowy) JPG, TIFF, możliwość manualnego nastawiania czasów ekspozycji do ok. 10 sekund, obiektyw aparatu o ogniskowej f=50 200mm (najlepiej stałoogniskowy), możliwość manualnego ustawienia ostrości ( Live view bardzo użyteczne >= Canon D450), Statyw z głowicą fotograficzną, Wężyk spustowy/pilot na podczerwień,

5 2. Wybór sprzętu do fotometrii DSLR Mój sprzęt do fotometrii statywowej DSLR: Statyw z głowicą fotograficzną PZO + Canon 400D + obiektyw stałoogniskowy z gwintem M42 Jupiter 9 (F2/85mm) za 240zł Soligor (F3,5/200mm) za 140zł

6 2. Wybór sprzętu do fotometrii DSLR Mój sprzęt do fotometrii DSLR: Montaż EQ3-2 z napędem w RA + Canon 400D + Tair (F4,5/300mm) za 270zł

7 3. Specyfika fotometrii DSLR. Omówię wpływ niektórych szczegółów technicznych lustrzanek na fotometrię DSLR... Przekrój przez lustrzankę cyfrową: Materiał źródłowy: Manual AAVSO o fotometrii DSLR.

8 3. Specyfika fotometrii DSLR. filtr Bayera R, G, B nad każdym pikselem matrycy CMOS, mikrosoczewki - wydajność kwantowa zależna od przysłony obiektywu (najefektywniejsza dla 2.5 < f < 7). W matrycach CMOS mikrosoczewki są bardzo potrzebne, gdyż w przeciwieństwie do matryc CCD, powierzchnia zbierająca światło stanowi dość ograniczoną część piksela! Rysunek obok jeden piksel matrycy CMOS

9 3. Specyfika fotometrii DSLR. Filtry IR+UV i anty-moire nad matrycą CMOS. Filtry IR+UV odcinają długości fal >7000A,<4000A. Filtr anty-moire zmniejsza undersampling spowodowany użyciem filtrów R,G,B. Po usunięciu ww.filtrów czułość spektralna pikseli G staje się jeszcze bardziej zbliżona do dżonsonowskiego V O takiej lustrzance DSLR mówi się lustrzanka modyfikowana. Rysunek Manual AAVSO o fotometrii DSLR.

10 3. Specyfika fotometrii DSLR. brak chłodzenia matrycy CMOS Dlatego na około minut przed obserwacjami należy wynieść sprzęt na zewnątrz szczególnie gdy f>=200mm. Podczas obserwacji matryca może się ogrzać nawet o ok.10 C po godzinie pracy. 12 lub 14-bitowe przetworniki A/C na matrycy CMOS - pozwalają rejestrować sygnał o maksymalnej wartości 4095/16383 ADU, Max biel(100iso) Max czerń

11 3. Specyfika fotometrii DSLR. pewne rozogniskowanie obrazów jasnych gwiazd (10-20 pikseli średnicy), aby zapobiec undersamplingowi (za ostry obraz gwiazd fotony rejestrują się na zbyt małej liczbie pikseli). Undersamplingowi sprzyja również filtr Bayera R, G, B. Z rozogniskowaniem > 30pikseli może nie poradzić sobie oprogramowanie. Undersampling Przykład z [4]: obraz gwiazdy na zdjęciu w formacie RAW (12sek - ekspozycja, ~13pikseli rozogniskowanie). Zdjęcie wykonane Canonem 450D z obiektywem 200mm na zwykłym statywie bez napędu. Wyraźnie widać strukturę filtru Bayera R, G, B OK (obraz gwiazdy rozogniskowany)

12 3. Specyfika fotometrii DSLR. duże pole widzenia (ang. 'FOV'-Field Of View) im krótszy ogniskowa obiektywu tym większe pole widzenia. krótkie ekspozycje (~5-15 sekund) tak, aby obraz gwiazd pozostał maksymalnie okrągły(patrz Max Exposure w tabeli) i nieprześwietlony. Dla różnych zestawów DSLR bez napędu poniższa tabelka przedstawia szacunkowy: zasięg w magnitudo przy dokładności ±0.05mag ( limiting mag. ), granica prześwietlenia w mag. 75% wart.maks., czyli 3072/12228ADU( Sat.Mag ISO... ). (* - ślad spowodowany ruchem dziennym nieba o długości 15pikseli 5.2μm przy dekl.0, ** - pole widzenia matrycy APS-C o wymiarach 14.9 x 22.4mm). Powyższa tabelka Manual AAVSO o fotometrii DSLR.

13 3. Specyfika fotometrii DSLR. długie czasy ekspozycji DSLR na montażu paralaktycznym z napędem. Poniższa tabelka pokazuje szacunkową wielkość pola widzenia (FOV), zasięg i granice prześwietlenia w wielkościach gwiazdowych dla różnych zestawów DSLR na montażu paralaktycznym z napędem przy czasie naświetlania 60 sekund. Oznaczenia w tabeli analogiczne jak na poprzednim slajdzie. (*-ślad spowodowany ruchem dziennym nieba o długości 15pikseli 5.2μm przy dekl.0, **-pole widzenia matrycy APS-C). Powyższa tabelka Manual AAVSO o fotometrii DSLR.

14 3. Specyfika fotometrii DSLR. wpływ scyntylacji atmosferycznej na dokładność fotometrii gwiazd. Wzór na amplitudę zmian jasności Δm z manuala fotometrii CCD AAVSO, gdzie: X masa powietrzna, D średnica teleskopu w cm, t - czas ekspozycji w sekundach. Najgorszy obiektyw 55mm f/5 amplituda scyntylacji Δm<0.05mag.przy naświetlaniu 60 sekund! Dla obiektywów o większych aperturach wpływ scyntylacji atmosferycznej jest coraz mniejszy.

15 3. Specyfika fotometrii DSLR. jednoczesny pomiar jasność gwiazd w trzech barwach R, G, B (praktycznie tylko piksele G), Duże pole widzenia DSLR na tym samym zdjęciu można wyznaczyć jasność kilku gwiazd zmiennych o porównywalnej jasności. Pole widzenia FOV ~ 6x9

16 4. Opracowanie zdjęć do fotometrii DSLR. Oprogramowania do redukcji obserwacji DSLR (dla systemu operacyjnego Windows). 1) Tylko niektóre formaty RAW, 2) $99 software +książka, 3) tylko pełna wersja MaxIm DL Pro & Suite, 4) 5) 6) 7) Software fotometryczny, który nie ma funkcji separacji kolorów R,G,B z RAW: MPO Canopus, VPhot (AAVSO). Mankamenty software (moim zdaniem) w kontekście fotometrii DSLR (Iris automatyczna fotometria aperturowa umożliwia pomiar jednoczesny maksymalnie 5 gwiazd). Powyższa tabelka Manual AAVSO o fotometrii DSLR.

17 4. Opracowanie zdjęć do fotometrii DSLR. Algorytm przygotowania zdjęć DSLR do fotometrii aperturowej oraz wykonanie tej fotometrii w programie Iris jest opisane pod odnośnikiem Software pozwala zredukować ruch dzienny sfery niebieskiej na serii zdjęć i wydłużyć czas naświetlania: funkcja alignment(iris stellar registration )-wyrównanie pozycji gwiazd do tych samych pikseli na serii zdjęć. funkcja stacking - składanie serii zdjęć (np.20ekspozycji 6sek. stacking 1 uśrednione zdjęcie 120sek.). (1) Okolice AZCas Canon 400D+obiektyw F200mm na statywie fotograficznym (bez montażu paralaktycznego i prowadzenia). AZCas oznaczona prostopadłymi białymi kreskami w środku pola. Jest to stack z 50zdjęć 6-sekundowych w kolorze bez kadrowania (cropu). Pole widzenia FOV=6x9. (2)Okolice AZCas Canon 400D+Tair 300mm+montaż EQ3-2 z napędem w RA stack z 10zdjęć 30sek. FOV=4x6. (1) (2)

18 4. Opracowanie zdjęć do fotometrii DSLR. Pomiary jasności instrumentalnej należy wykonywać na zdjęciach o czasie naśw. >= 1minuta! Aby uśrednić wpływ scyntylacji atmosferycznych (małe obiektywy są szczególnie na to podatne!).wskazany jest pomiar jasności instrumentalnych na kilku zdjęciach (np.5szt) naśw. przez ~1minutę i opublikowanie : jasność gwiazdy jako średnia arytmetyczna przynajmniej z kilku pomiarów jasności, błąd jako odchylenie standardowe tej średniej. Program Iris Przykład fotometrii automatycznej SS Cygni w programie Iris (menu startowe + wyniki). Wybór obiektów do fotometrii automatycznej w programie Iris (gwiazda porównania 1, gwiazda zmienna SS Cyg 2, gwiazda testowa 3, tło nieba 4 i 5).

19 4. Opracowanie zdjęć do fotometrii DSLR. Korekcja master-flat zawsze należy na zdjęciach DSLR skorygować niejednorodności jasności pola widzenia(np.winietowanie, nieostry obraz ziaren kurzu z okolic matrycy, zmiana czułości matrycy CMOS). W tym celu wykonuje się zdjęcie korekcyjne master-flat składające się z minimum 16 zdjęć jednorodnie oświetlonej powierzchni przez zestaw używany do fotometrii (przykład poniżej). Każde zdjęcie powinno być naświetlone do wartości około 2/3 poziomu saturacji! Materiał źródłowy: Manual AAVSO o fotometrii DSLR.

20 4. Opracowanie zdjęć do fotometrii DSLR. Korekta master-bias. Zdjęcie korekcyjne master-bias najlepiej wykonać ze kilkuset zdjęć o zerowym czasie ekspozycji (np.1/4000s) przy zasłoniętym obiektywie. Bias drobne (rzędu ~kilku ADU) przesunięcie poziomu czerni pomiędzy pikselami matrycy CMOS wynikające z konstrukcji matrycy. Strukturę biasu widać na poniższym rysunku. Systematyczny offset poziomu czerni np. w 14-bitowych Canonach wynosi 1024 lub 2048 ADU. W praktyce w fotometrii DSLR wykonuje się sztuczną korektę bias-u, preparując zdjęcie master-bias o stałej wartości poziomu czerni (np. 256/1024/2048ADU) w zleżności od modelu lustrzanki. Materiał źródłowy: Manual AAVSO o fotometrii DSLR.

21 4. Opracowanie zdjęć do fotometrii DSLR. Prąd ciemny- statystyczny szum tła, który podwaja się przy wzroście temperatury o 5-10 C. Zdjęcie przedstawia ten sam fragment matrycy naświetlany przy zasłoniętym obiektywie dwukrotnie przez 120sek, ISO200, +20 C. Korekta master-dark. Materiał źródłowy: Manual AAVSO o fotometrii DSLR. 1. Pomijamy korektę master-dark dla czasów naświetlania < 30 sekund, gdy jest chłodno (ale sprawdzić przed zastosowaniem do konkretnego modelu aparatu cyfrowego!). 2. Klasyczna korekta master-dark - przygotować master-dark z minimum 16 zdjęć wykonanych przy zasłoniętym obiektywie i identycznych warunkach (ta sama temperatura, czas naświetlania, ISO) co zdjęcia gwiazdy zmiennej.

22 5. Transformacja jasności G do standardu V Transformacja jasności instrumentalnej G jasność dżonsonowska V. Sposób postępowania jest opisany pod odnośnikiem i bazuje na arkuszu kalkulacyjnym. Równanie transformacyjne do przeliczenia jasności G V: Vs = Vi k*x e*(b-v)kat z gdzie: Vi jasność instrumentalna gwiazdy (jasność z pikseli G zmierzona np. prog.iris), Vs jasność standardowa gwiazdy (skalibrowana do standardu astronomicznego V), k - współczynnik ekstynkcji atmosferycznej 1-go rzędu, X masa powietrzna wzrasta z funkcją secans odl.zenitalnej gwiazdy Z Dokładna fotometria DSLR/CCD masy powietrzne X<2 (Z<60 )!!! e współczynnik transformacji jasności gwiazdy do V (dla DSLR zwykle wynosi ok.-0,15 lub -0,08 lustrzanka modyfikowana ), (B-V)kat katalogowa różnica kolorów pomiędzy filtrami B i V, z (tutaj <> Z ) stała zależna od rodzaju/wielkości obiektywu. Współczynniki: e, k, z wyznaczamy metodą najmniejszych kwadratów, bazując na znanych wartościach Vs, Vi, X, (B-V)kat minimum 5-6 gw.standardowych w polu widzenia. Dla obserwacji w zenicie wystarczy uwzględnić tylko równanie transformacyjne z współczynnikiem ekstynkcji k=0 (dla odległości zenitalnych Z <35 ).

23 6. Wyniki obserwacji. Porównanie dokładności obserwacji DSLR z CCD i PEP Karlsson 2012 [3]. Krzywa blasku zaćmienia ε Aurigae w latach w filtrze V uzyskana technikami DSLR, CCD, PEP (Photoelectrical Photometry). Uwzględnione zostały dane z bazy AAVSO dla 20 najlepszych obserwatorów ε Aur. Porównywalna dokładność fotometrii DSLR/CCD/PEP (odchylenie std. SD~0.01/0.02mag.)!

24 6. Wyniki obserwacji. Kloppenberg 2012 [4] dokładność szeroko-polowej (FOV~) fotometrii DSLR bez prowadzenia (Canon 450D f=200mm f/4). Instrumentalna jasność G została zredukowana do jasności dżonsonowskiej Vj. Uzyskano błąd wyznaczenia ±0.01mag.dla jasności gwiazd 3.5<V<7.5 oraz ±0.02mag.dla gwiazd 7.5<V<8.0mag. Poniżej różnice jasności dżonsonowskiej gwiazd i wyznaczonej w zależności od Vj i B-V.

25 6. Wyniki obserwacji. Niektóre moje obserwacje DSLR (BRIA -nick AAVSO): Krzywa jasności Johnson V eps Aurigae w latach

26 6. Wyniki obserwacji. Zeta Aurigae zaćmienie główne w listopadzie 2011 r. Zeta Aurigae (ζ Aur) jest układem zaćmieniowym typu algola. Główną gwiazdą jest czerwony nadolbrzym (200R Θ, 8MΘ). Drugim składnikiem jest znacznie mniejsza i gorętsza niebieska gwiazda ciągu głównego. Okres orbitalny : dnia (2.66 lat).

27 6. Wyniki obserwacji. R Leo (miryda) maksimum na wiosnę 2012 r.

28 6. Wyniki obserwacji. DV Leo (gw. zmienna typu SR) maksimum na wiosnę 2012 r. Jest to wynik analizy tych samych zdjęć co R Leo.

29 6. Wyniki obserwacji. Mira Ceti - maksimum w lecie 2012 r. następne widoczne maksimum dopiero w 2017r.

30 6. Wyniki obserwacji. AZ Cas zaćmienia i przejście przez peryastron r. AZ Cas jest układem podwójnym obiegającym wspólny środek masy w ciągu 9,3 roku po bardzo rozciągniętej elipsie (mimośród e=0,55). Parametry składników gwiazdowych układu AZ Cas: -) gwiazda-nadolbrzym o wielkości około 1000Ro, masa 18Mo, temp.powierzchniowa 4000K (późne K/wczesne M), -) gwiazda 30Ro, masa-13mo, temp.powierzchniowa 21000K (typ widmowy B), Jasność gwiazdy B jest porównywalna z jasnością nadolbrzyma, ale większość promieniowania przypada na zakres niebieski widma.

31 6. Wyniki obserwacji. Wybuch SS Cygni w czerwcu 2013 r. R.Biernikowicz(2013c) Na podstawie własnych pomiarów wyznaczyłem następujące parametry wybuchu w barwie TG: -) wybuch typu L. -) 8,254 mag. - jasność w maksimum w dn. 8 czerwca br o godz.21:56ut, -) 10,3 mag. (12,2+8,3)/2 - jasność odpowiadająca połowie wysokości wybuchu, -) 16 dni czas trwania wybuchu na poziomie 10,3 mag. od 6 do 22 czerwca br, -) 6 czerwca 2013 r. - początek wybuchu, gdy jasność SS Cyg przekroczyła 10,3 mag.

32 6. Wyniki obserwacji. b Per pierwsza próba obserwacji potrójnego zaćmienia (~28 I 2013 r.) B Persei (HR1324, HD26961) jasność zmienia się w zakresie 4,52-4,68mag.(barwa V). B Per jest układem trzech gwiazd. Dwie z nich (oznaczone jako A i B) tworzą ciasny układ podwójny o okresie orbitalnym 1,53 dnia. W tym układzie nie występują zaćmienia, gdyż nachylenie płaszczyzny orbity systemu AB wynosi około 40stopni. System AB tworzą gwiazdy o elipsoidalnym kształcie, którego wypadkowa jasność zmienia się w wyniku zmian powierzchni świecącej w kierunku obserwatora. Z układem AB jest związany trzeci składnik C, który obiega wspólny środek masy w ciągu około 702 dni. Płaszczyzna orbity składnika C jest nachylona prawie prostopadle do linii widzenia. Technikami interferometrii optycznej R. T. Zavala i J. J. Sanborn wyznaczyli okres orbitalny składnika C na 702,45± 0,05 dni oraz moment najbliższego minimum:28 stycznia 2013 r. godz. 20:24UT ± 1,5

33 6. Wyniki obserwacji. b Per podwójne zaćmienie (styczeń 2015 r.) następne zaćmienie grudzień 2016r.

34 7. Podsumowanie. Można wykonywać wspaniałą, kultową, fotometrię Johnson V (standard uznawany przez profesjonalnych astronomów!) lub inne - mniej zacne fotometrie (Tri-B, Tri-G, Tri-R) za pomocą zwykłej lustrzanki cyfrowej przymocowanej do głowicy statywu fotograficznego, a kupionej za kilkaset złotych. Tym samym sprzętem w dzień fotografujemy krajobrazy, portrety, makra, wschody i zachody słońca w nocy fotometrię DSLR. :)

35 8. Polecana literatura o fotometrii DSLR. [1]The AAVSO DSLR Observing Manual (ver.1.3) [2] J.E.Hoot (2007) Photometry with DSLR Cameras [3] Karlsson (2012) - [4] B.K.Kloppenborg (2012) "A Demonstration of Accurate Wide-field V-band Photometry Using a Consumer-grade DSLR Camera" - [5] R.Pieri (2012) - [6] Strona domowa programu fotometrycznego IRIS [7] S.Vitek & M.Blazek (2012) "Notes on DSLR photometry [8] R.Biernikowicz (2012) Proxima 4/ Międzynarodowa akcja obserwacji AZ Cassiopeiae w latach [9] R.Biernikowicz (2013a) Proxima 1/ AZ Cassiopeiae w zaćmieniu ( r r.) - [10] R.Biernikowicz (2013b) Proxima 2/ Fotometria CCD komet po brytyjsku, włosku i hiszpańsku. - [11] R.Biernikowicz (2013c) Proxima 3/ Obserwacje DSLR wybuchu SS Cygni w czerwcu 2013 r. [12] R. Biernikowicz (2013d), Proxima 1/2013 "Ciekawy przypadek zaćmienia b Persei w dniach stycznia 2013 r." [13] R.Biernikowicz - Proxima 3/ "Obserwacje zaćmień w potrójnym systemie b Persei luty 2013/styczeń 2015r." -