Obserwacje fotometryczne planetoid

Transkrypt

1 Obserwacje fotometryczne planetoid Anna Borucka Streszczenie Sprawozdanie dotyczy obserwacji planetoidy 54 Alexandra wykonanej w Borowcu 8-go października Dalej przedstawiono redukcję ramek CCD i fotometrię aperturowa dla planetoidy 382 Dodona w celu wykreślenia jej krzywej zmian blasku i, ostatecznie, wyznaczenia okresu rotacji tej planetoidy. Okres ten wyniósł godziny, co różni się od wyznaczonego przez innych autorów o około 3.5 minuty. 1 Wprowadzenie Planetoidy są małymi, skalistymi obiektami, świecącymi odbitym światłem słonecznym. Jedna z najciekawszych ich cech jest to, że rotuja wokół własnej osi i obserwowujemy zmiany ich blasku. Te zmiany mogą być spowodowane niesferycznością kształtu (co daje do nich główny przyczynek) lub też np. nierównomiernym albedo powierzchni (różnice w składzie chemicznym). Obserwujac planetoidy można wyznaczyć okresy zmian blasku, skąd można otrzymać ich okres rotacji, orientację osi rotacji w przestrzeni, kształt planetoidy jak i własności mineralogiczne powierzchni. 2 Obserwacje fotometryczne planetoidy Alexandra Wykonano je 8 października 2001 w Borowcu, za pomocą teleskopu Newtona 0.4m/1.8m wyposażonego w kamerę CCD z detektorem KAF400. Przed przystapieniem do obserwacji konieczne było wykonanie mapki z planetoida i pobliskimi gwiazdami jak również jej współrzędne (deklinacja i kąt godzinny na moment obserwacji). To wszystko otrzymano dzięki programowi xephem ( Przystępujac do obserwacji planetoidy należało nastawić teleskop po współrzędnych (pamiętajac o poprawkach jego kół) i w odpowiednim momencie włączyc silnik mechanizmu zegarowego. Od tej chwili teleskop śledził planetoidę w jej ruchu dobowym. Wykonano 5-cio minutową ekspozycję, by sprawdzić czy pole widzenia teleskopu zgadza się z mapką z planetoida. Przy okazji okazało się, że wczytana do xephema baza danych o planetoidach pochodzaca sprzed roku dawała duże błędy w ich położeniach (rzędu kilku minut łuku) i zidentyfikowanie planetoidy na otrzymanych ramkach było dość trudne. Kiedy jednak już ją zidentyfikowano wykonano dwie pięciominutowe ekspozycje w filtrach czerwonym i czystym. Do wykonania fotometrii planetoidy należałoby wykonać kilka serii takich zdjęć. 3 Redukcja ramek CCD Celem zadania było zredukowanie ramek CCD, z jednej serii obserwacyjnej planetoidy Dodona z dnia 19 września Owa redukcja polega na : Odjęciu biasu, czyli stałego sygnału obecnego w pikselu 1

2 2 Anna Borucka Odjęciu prądu ciemnego, zaczernienia pikseli rosnacego z czasem Podzieleniu ramki przez flatfield, czyli pole wyrównujace Zmiana formatu Następnie redukcja przebiegała tak: 1. Zmieniono shell (powłokę Linuxa) na c-shell komenda csh 2. Utworzono katalog roboczy, do którego przekopiowano gotowe ramki jak również cztery programy potrzebne do dalszej redukcji 3. Zmieniono format ramek z *.st7 na *.fits programem script0 4. Wycięto nagłówki programem strip_frames 5. Wczytano pakiet convert 6. Zmieniono format z fits na sdf komenda fits2ndf "*.fts" "*" Po tym etapie usunięto wszystkie kroki pośrednie i posortowano ramki do odpowiednich katalogów. Redukcja Całą właściwą redukcję zrobił za nas program reduce15. Uśrednił on (a dokładniej obliczył medianę) ramek z biasem i cały MASTER_BIAS odjał od ramek z obiektem. To samo wykonał z prądem ciemnym i polami wyrównującymi w odpowiednim filtrze (przez te ostatnie podzielił). Ramki właściwie zredukowane uzyskały rozszerzenie *.db_dk_fl_sdf. Na koniec, posługując się interfejsem Gaia, wykonano pewne statystyki. Po wczytaniu ramki z biasem i MA- STER_BIASEM uruchomiono ImageRegions, otoczono kółkiem pewien nieduży obszar i uruchomiono statystykę. Średnie w obu ramkach były niemal identyczne, ale odchylenie standardowe w MASTER_BIAS IE było mniejsze, co wskazuje na zaletę jego utworzenia. Gdy podobna operacje powtórzono z ramkami ciemnymi odchylenie standardowe było bardzo duże, szczególnie w MA- STER_DARK. Wynika to z istnienia dwóch populacji pikseli różniacych się wartościa średnia i odchyleniem standardowym prądu ciemnego. 4 Fotometria aperturowa Ogólna idea Posiadajac zredukowane ramki CCD z planetoidą chcemy uzyskać jej krzywa zmian blasku. W tym celu musimy porównać jej jasność z dwoma gwiazdami porównania, na każdej ramce. Pomaga nam w tym interfejs Gaia i program Automacik. Właściwa fotometria Na poczatek należy określić profil gwiazd na ramce, by właściwie dobrać do nich apertury. W przypadku ramki zerowej z planetoida Dodona z dnia pomiary szerokości połówkowej trzech gwiazd wzdłuż osi X i Y wypadły następująco: 6.0 : : : 3.7 co wskazuje, że obrazy gwiazd były elipsami. Uznano, że średnia FWHM wynosi 5.0. Aby dobrze sfotometrować obiekt należy otrzymana wartość FWHM pomnożyć przez trzy. A więc promień apertury w tym przypadku to 15 pikseli. Następnie należy ustawić parametry charakterystyczne dla danej kamery, jak również sposób uwzględniania błędów w ocenie jasności nieba. Piksele wyższe lub niższe niż 2 (tzw. gorące piksele) będa usuwane. Po tych zabiegach wybrano gwiazdy porównania (o kolorze zbliżonym do planetoidy) i zdefiniowano apertury. Po policzeniu przez program rezultatów fotometrii, sprawdzono

3 Obserwacje fotometryczne planetoid 3-0,5 Krzywa zmian blasku 382 Dodony 19 wrzesnia ,4-0,3 Jasnosc [mag] -0,2-0,1 0 21:36:00 00:00:00 02:24:00 Czas UT [godz.] Rysunek 1: Omawiana krzywa planetoidy Dodona błąd jasności, który powinien być mniejszy niż ¼ Ñ ¼½ i kody sygnalizujace problemy z obliczaniem jasności. Jako że żadne kody się nie pojawiły, rezultaty te zapisano i przystapiono do fotometrowania reszty ramek. Na pierwszej ramce z każdej serii ustawiano apertury, liczono jasności, zapisywano pod nową, krótsza nazwą i uruchamiano program automacik zmieniwszy w nim numer danej serii, by sfotometrował resztę ramek. Na koniec należało jedynie sprawdzić komunikaty o błędach. Po wykonaniu fotometrii planetoidy przyszedł czas na stworzenie jej krzywej zmian blasku. Najpierw jednak potrzebne nam były różnice jasności między planetoida, a gwiazdami porównania. Takie różnice tworzy program robolb3. Zanim się go zastosuje do każdej serii trzeba wybrać gwiazdę, według której będziemy tworzyć różnicowe oceny jasności. Wybrano gwiazdę z apertury nr 2, czyli pierwsza gwiazdę porównania. Konieczne były też momenty czasu związane z każda ramką. Wynikiem działania tego programu są cztery pliki (res_dod_c.[1-4]), z których interesuja nas trzeci i czwarty. W trzecim pliku otrzymujemy macierz czterokolumnowa o nagłówkach: JD(data juliańska), gw.2-gw.1, gw.2-gw.2(tu będą zera), gw.2-gw.3 W czwartym pliku jasność planetoidy jest porównana z tzw. superstar, sztuczna gwiazda będącą sumą obu gwiazd porównania. Po zapisaniu wyniku pod jedna nazwą utworzono krzywa zmian blasku przy pomocy programu graficznego Grace (Rys.1). 5 Wyznaczanie okresu rotacji Krzywa zmian blasku Dodony z 19 września ma pewne luki. Ale obserwowano ją też 26 sierpnia Tak więc można było nałożyć obie krzywe na siebie, po uprzednim uzgodnieniu skali obu osi. Konieczne było przesunięcie drugiej krzywej, by

4 4 Anna Borucka Krzywa zmian blasku 382 Dodony 19 wrzesnia Jasnosc [mag] :12:00 21:36:00 00:00:00 02:24:00 Czas UT [godz.] Rysunek 2: Złożone krzywe z obu sesji obserwacyjnych. Krzywa z 26 sierpnia oznaczona gwiazdkami jak najdokładniej pokryła się z krzywą pierwsza. Uzyskano to za pomocą pewnych formuł, użytych kilka razy z coraz mniejsza wartościa przesunięcia (Rys.2). Teraz już można było wyznaczyć okres zmian blasku. Zastosowano następujac a procedurę iteracyjna: 1.Najpierw wyznaczono przybliżony okres È ½ bezpośrednio z krzywej. 2.Wyznaczono czas Ø jaki upłynał między tymi samymi minimami w obu sesjach obserwacyjnych. 3.Przybliżona ilość okresów Æ ½ jakie jakie upłynęły miedzy dwoma minimami obliczono ze wzoru: Æ ½ Ø. È ½ 4.Zaokraglono Æ ½ do liczby całkowitej Æ ¾. 5.Teraz już można było uzyskać dokładna wartość okresu È ¾, dzielac czas między minimami przez Æ ¾: È ¾ Ø Æ¾. Dzięki tej procedurze uzyskano następujace wyniki: È ½ dni Ø dni Æ ½ Æ ¾ 142 È ¾ dni Wyznaczony okres rotacji planetoidy Dodona w godzinach to: È ¾ ¼ ¾ ( ¼ Ñ ½ ) Wyznaczony przez Di Martino (1986) oraz Lagerkvist et al. (1986) okres rotacji Dodony to: ½½ ( ¼ Ñ ) Różnica między obiema wartościami wyniosła więc około 3.5 minuty.

5 Obserwacje fotometryczne planetoid 5 Bibliografia RATAJCZAK, R Wyznaczanie profilu linii H alfa. Praca studencka OA UAM JANICKI, R Wyznaczanie okresu rotacji planetoidy 937 Bethgea. Praca studencka OA UAM DI MARTINO, M., 1986, in Asteroids, Comets, Meteors II. Eds. C.-I. Lagerkvist, B.A. Lindblad, M. Lundstedt and H. Rickman, Uppsala, pp LAGERKVIST, C.-I., HAHN, G., MAGNUSSON, P., RICKMAN, H., HAMMARBACK, G., 1986, in Asteroids, Comets, Meteors II. Eds. C.-I. Lagerkvist, B.A. Lindblad, M. Lundstedt and H. Rickman, Uppsala, pp