Kategória-archívum: Egyéb

Az idei VEGA ’21 Nyári Amatőrcsillagászati Megfigyelőtáborban lehetőségük lesz a résztvevőknek tesztelni néhány új, csúcskategóriás fényképezőgépet. Tesztelés alatt egész éjszakás asztrofotózást, tájképek készítését értjük, és erre a tábor egész ideje alatt lehetőségük lesz.

A táborozók a fényképezőkkel járó adapterek miatt akár saját távcsövükkel, optikájukkal, objektívjeikkel is kipróbálhatják, hogy a piacon elérhető, a legjobbak közt lévő fényképezőgépek hogyan teljesítenek az őrségi csodás ég alatt. Reméljük, derült is lesz hozzá!

A tavalyi évben tesztjelleggel már volt egy együttműködés az egyesület és a Canon Hungária Kft. között a tábor idejére, akkor is fényképezőket és objektíveket kaptunk: két darab Canon EOS R, és egy Canon EOS RP típusút, pár fényerős objektívvel és adapterrel. Idén ezt az együttműködést szeretnénk tovább vinni.

A szervezők a későbbiekben fogják tájékoztatni a résztvevőket a részletekről – a pontos eszközlistát a tábori résztvevők között később tesszük közzé, vagy hogy hogyan lehet kérni egyet, hogyan osztjuk be egymás között.

Ezúton is köszönjük a Canon Hungária Kft. támogatását!

Az exobolygók nagyon kicsik a csillagukhoz képest. Még egy Jupiter-méretű bolygó is csak a Nap méretének tizede, és felszínének csupán 1%-át takarja ki, így kb. 1%-os fényességcsökkenést okoz, ha egy ilyen exobolygó elvonul a napszerű csillaga előtt, és kitakarja annak ekkora területét. Arról a területről tehát nem jut el hozzánk a csillagfény – ezért a csillag fényessége az átvonulás pár órájára lecsökken. Egy magyar amatőrcsillagász a hátsókertjéből egy átlagos amatőr távcsővel és megfelelő CCD-kamerával kb. 0,3% (három millimagnitúdó) pontossággal kimérte egy ilyen exobolygó tranzitját. Ebből a bolygó sugara is nagy pontossággal meghatározható volt – olyan pontosan, mint ahogy a hivatásos csillagászok meghatározták! (Az oldal főszerkesztőjének bevezetője.)

Asztrofotózás helyett fotometria

Néhány évvel ezelőtt sikerült már megörökítenem egy exobolygó-fedést, azonban az akkori mérés bizonytalansága, és az azóta vásárolt új kamera arra sarkallt, hogy ismét megpróbáljak elcsípni egyet. Ebben az írásban a két mérés során gyűjtött tapasztalatokat szeretném összefoglalni.

Az exobolygók más csillagok körül keringő bolygók, kutatásuk a csillagászaton belül az egyik “húzóágazatnak” számít. Az első ilyen bolygót kb. 26 évvel ezelőtt fedezték fel, noha évszázadok óta sejtették létezésüket. 2019-ben Michel Mayor és Didier Queloz svájci csillagászok fizikai Nobel-díjat kaptak az első kétséget kizáróan bizonyított exobolygó felfedezéséért. Közvetlen kimutatása amatőr eszközökkel nem lehetséges, mert a csillag, amely körül kering, elnyomja ezeknek a planétáknak a fényét. Igazából az első, professzionális távcsövekkel való direkt kimutatásuk is csak 2005-ben történt, de ez annyira körülményes, hogy a vizsgálatuk jelenleg más módszerekkel történik elsődlegesen. Detektálásukra több lehetőség is van. Az egyik a Doppler-effektus érzékelése, amikor a csillag-bolygó rendszerben a bolygó rángatása radiális irányú sebességváltozást, azaz Doppler-effektust hoz létre a csillag fényében. Ehhez azonban nagyobb távcső és rendkívül érzékeny, nagyon stabil spektrográf kell. A másik legelterjedtebb módszer a csillag elhalványulásának mérése. Ez abból következik, hogy ha az exobolygó pályája a látóirányunkban halad el a csillag előtt, akkor ki tudja takarni annak a fényét. Ez a fényességcsökkenés azonban minimális, jobb esetben néhány millimagnitúdó, de előfordulnak század- vagy ezredmagnitúdós skálán mozgó fedések. A fedés mértéke elsősorban a csillag és a bolygó méretétől függ, másodsorban pedig a szélsötétedéstől, amely akár 20%-kal is megnövelheti a fedésmélységet. Ha a csillag egy vörös törpe, a bolygó pedig forró Jupiter típusú, akkor van esély a jóval könnyebben detektálható, akár a tizedmagnitúdós nagyságrendbe eső fényességcsökkenésre is. Az általam vizsgált exobolygók esetében viszont körülbelül 20 mmag (millimagnitúdó) volt a fényességcsökkenés. Ez körülbelül 50-ed része annak az egységnek, amellyel az égbolton egy csillagot fele olyan halványnak látunk egy másik csillaghoz képest.

Az ötlet onnan jött, hogy tudomást szereztem arról, hogy a budapesti Polaris Csillagvizsgáló teraszán álló katadioptrikus távcsővel és a rászerelt CCD-kamerával már kb. 15 éve is sikeresen detektáltak a fényszennyezett budapesti égbolt alól exobolygó-fedést.

Mivel azonban idehaza tudomásom szerint senki nem foglalkozik rendszeresen exobolygók vizsgálatával amatőr szinten, így autodidakta módon kellett megtanulnom, hogy miként csíphetem el őket én is.

Internetes keresgélésem során akadtam rá a var2.astro.cz/ETD/, a Cseh Csillagászati Társaság által üzemeltetett weboldalra, mely az előkészületek során a leghasznosabbnak bizonyult. Itt a készítők olyan exobolygókat gyűjtöttek össze, amelyek az amatőrök által is detektálható elhalványodásokat produkálnak. A weboldalon rákattintva bármely exobolygóra előjönnek a legfontosabb adatai: pontos égi koordináták, a csillag fényessége, az elhalványulás magnitúdóban mért értéke és a fedés időtartama. Persze mit sem ér az egész, ha nem tudjuk, hogy pontosan mikor fog bekövetkezni a tranzit. Természetesen ez is megtalálható minden exobolygó adatlapján, 365 napra előre jelezve. Ha pedig beütjük a megfigyelőhelyünk koordinátáit, akkor leválogatja azokat az időpontokat, amikor a fedés teljes egésze követhető úgy, hogy egész éjszaka végig a horizont felett van a csillag. Hiszen hiába kezdünk el mérni este 10 órakor, ha közben lenyugszik a rendszer, vagy éppenséggel olyan sokáig tart a fedés, hogy a vége beleveszne a hajnal első sugaraiba. Mindezeken túl van egy keresőtérkép is a csillag 15×15 ívperces környezetéről is. Utóbbi azért fontos, mert az apertúra fotometria miatt azokat az exobolygókat nem tudom mérni, melyek látszólagos közelében van legalább egy másik, hasonló fényességű (és ha lehet, hasonló színű) csillag is. Ugyanakkor jó, ha nincs túl közel a csillag, mert ha fényük egybeolvad, akkor zavarja a mérést (kisebb amplitúdójú és zajosabb lesz a tranzit, valamint az égi háttérfényesség meghatározását is zavarhatja).

VCSE – A használt műszer egy hangulatos képen – Kép: Szűcs Mátyás

A fentiek ismeretében a listából elkezdtem szűrni a jelölteket. A kiinduló feltétel az volt, hogy a fedés beleférjen az éjszakába, illetve végig legalább 20 fokkal a horizont felett legyen észlelhető a csillag. Már ez az első művelet „megtizedelte” a lehetséges jelölteket. Ugyancsak fontos kritérium volt a csillag fényessége (ne halvány, 15 magnitúdós csillaggal próbálkozzunk, hanem inkább 10–11 magnitúdó fényességűekkel, melyeknél pontosabb lehet a mérés – a listában van több ilyen jelölt is), valamint a tranzit hossza is jó, ha 2 óra alatt marad, és nem 4 órás. Amúgy is érdemes a tranzit előtt és után legalább 1 órát mérni, ahol az adatsornak elviekben nem kellene szignifikánsan eltérnie a csillag állandó fényességétől. (Még jobb, ha sikerülne olyan hosszan mérni a tranzit előtt és után, mint maga a tranzit hossza. Ekkor ugyanis az ún. “bázisvonal” (angol baseline) pontosabban kimérhető, és ehhez a bázisvonalhoz viszonyítjuk, hogy mennyi is volt a csillag elhalványulásának mértéke. A csillag valódi fényessége pl. flarek és csillagfoltok, esetleg pulzáció miatt is változhat. Ezekre a változásokra egyenest vagy polinomot illesztve a csillag valós fényessége pontosabban becsülhető, ha hosszú adatsor van a tranzit előtt és után. Így egy háromórás, szokásos hosszúságú tranzit kimérése akár kilenc órán át is tarthat, ami az előtte vagy utána készített mezősimító (flat-field) és sötétképekkel (dark frame) akár 10-11 órás mérés is lehet!, vagyis egy egész téli éjszakára is kiterjedhet egyetlen tranzit fotometriai kimérése. Mivel ennyi idő nem állt a konkrét esetben rendelkezésre, a tranzit előtt és után rövidebb szakaszokat mértem csak.) A legfontosabb kritériumot a végére hagytam: az elhalványulás mértéke. A millimagnitúdós (mmag, ezredmagnitúdós) tartományról beszélünk, és először nem voltam biztos abban, hogy ez az én rendszeremmel is sikerülhet, így nem kockáztattam a kis mélységű fedés észlelését. Az adatbázisban nagyjából 5 és 30 mmag közötti fedések vannak felsorolva, de mások mérései alapján 5–10 mmag mélységű fedés nagyobb távcsövet igényelt volna, így ennél kicsit nagyobb, 15–20 mmag környéki fedéseket kerestem.

Fent: a HAT-P-36 exobolygót is tartalmazó csillag és környezete a szerző egyik felvételén

Mikor ezeket terveztem, tavasz volt, azonban az egyre rövidülő nyári éjszakák kis időre parkolópályára tették a projektet, ugyanis a pár sorral fentebb említettek szerint egy kétórás fedés és az előtte-utána lévő egy-egy órás várakozás nehezen fér bele a teljes sötétség idejébe, még akkor is, ha pont a csillagászati szürkület után kezdődik a fedés. Emiatt az exobolygók vizsgálatát érdemes a hosszabb téli éjszakákon űzni.

Az egyre hosszabbodó éjszakák kiváló lehetőséget teremtettek egy fedés sikeres észlelésére, így lázasan készülődtem az eseményre. Ez a gyakorlatban azt jelentette, hogy folyamatosan figyeltem a honlapon a már fentebb említett szigorú feltételek alapján a potenciális jelölteket, valamint követtem az éjszakai időjárásjelentéseket is. Utóbbinál két dolog volt fontos: az éjszaka teljesen felhőmentes legyen, hiszen egy esetleges felhőképződés meghiúsíthatja a mérést, valamint törekedtem arra, hogy a holdfázis is a lehető legkisebb legyen, a zavaró égi háttérfényt elkerülendő.

A képek kiméréséhez használt program egyik ablaka – a szerző képernyőmentése

2020. március 10-én az időjárás is megfelelőnek bizonyult, és a rostán végül fent is maradt egy exobolygó, a HAT-P-36b. Az exobolygót a Bakos Gáspár magyar csillagász által vezetett kutatócsoport fedezte fel 2012-ben a fentebb már említett fedési módszerrel. A rendszer távolsága körülbelül 1000 fényév. A bolygó rendkívül közel kering a csillagához, 1,3 naponta megkerüli azt. A tranzit időtartama kicsivel több, mint 2 óra, egészen pontosan 132,9 perc. Az elhalványulás mértéke pedig 20,4 millimagnitúdó. Az exobolygó mérete a Jupiter méretének mintegy 1,3-szorosa, tömege közel a duplája. Így az ún. forró Jupiterek családjába tartozik, azaz a földi élethez hasonló életforma kialakulása lehetetlen rajta a gravitáció és a pokoli hőség miatt, illetve a klasszikus értelemben vett felszín hiánya miatt.

A felszerelés összerakása után először minden kétséget kizáróan beazonosítottam a csillagot a környezete alapján, majd leellenőriztem, hogy a több órás fotózás során a kábelek és a távcsőtubus nem fog elakadni. A kamerát kissé defókuszáltam, így a csillag fénye több pixelen kenődött szét, ami így pontosabb fényességmérést tett lehetővé. Az észlelés Bicskéről történt. Az ASI kamerával 20 mp-es záridőket használtam a kamera unity gain-jén, azaz Gain 139-en, és 2×2-es binneléssel készítettem a képeket, így egy pixel valójában 4 pixel adatait tartalmazza egyesítve. Ezáltal nőtt a jel-zaj viszony. Nagyon fontos, hogy a csillagnak nem szabad beégnie, mert ez a mérés kiértékelhetetlenségét jelenti. Erre mindenképpen figyeljen oda az, aki kedvet kap az exobolygó-észleléshez. A szenzort a kétfokozatú Peltierrel -20 Celsius fokra hűtöttem le, ez szintén a zajt csökkentette.

A felvételeket az ASIAir programban készítettem, a látómező-elcsúszást pedig autoguiderrel kompenzáltam, amely így a több órás méréssorozat alatt végig ugyanazt a látómezőt tudta biztosítani. Ahogy fentebb is írtam, maga a fedés 133 percig tartott. Ha szigorúan csak a fedést örökítettem volna meg, akkor csak egy leszálló és egy felszálló ágat látnánk, amely akár lehetne valamiféle mérési hiba is. Ezért úgy terveztem, hogy a fedés előtt már elindítom az ASI kamerát, és utána is hagyom még dolgozni, hiszen ilyenkor, ha nincs már fedés, akkor a grafikon egyenes kell, hogy legyen, mert a csillag fénye állandó. Így is tettem, és az éjszaka folyamán a képek annak rendje és módja szerint el is készültek, összesen 656 darab 20 mp-es felvétel. Az éjszakát a flat és dark korrekciós képek elkészítésével fejeztem be.

Másnap immáron újult erővel kezdtem bele a képek feldolgozásába. A nyersanyagon ott szerepelt az exobolygó központi csillaga és még másik tucatnyi csillag, amelyek közül három hasonló fényességűt használtam referenciának. A feldolgozás első részét a PixInsight nevű szoftverben végeztem. Itt végeztem el a dark- és flat-kalibrációkat, a képek illesztését. Ezután átkonvertáltam FITS-formátumba a képeket, majd a fotometriát már az IRIS automatizált eszköze segítségével hajtottam végre. Az utóbbi során az apertúrafotometriát használtam, melynek lényege a következő: összeadja azoknak a pixeleknek az intenzitásértékeit, melyekre a csillag fénye esik, de ezekből kivonja az égi háttér fényességét.

Ezt úgy lehet megtenni, hogy a csillagokra egy kört és egy gyűrűt kell alkalmazni. A kör mérete kisebb a gyűrűénél. A körben éppen benne van a csillag, a gyűrű csak az égi hátteret tartalmazza, és más csillag nem lóghat bele. Szokásos a gyűrű és a kör között egy kis elválasztást alkalmazni, hogy a csillag szemmel alig látható lefutó intenzitásértékei biztosan ne essenek bele a gyűrűbe. Ezt az IRIS automatikusan elvégzi az összes képre, az én esetemben ez a HAT-P-36 csillagot, és a három összehasonlítót jelentette. Az eredményeket az IRIS egy külön fájlba elmentette, amelyet utána táblázatkezelőbe importáltam. Itt a fényességértékeket a logaritmikus skála miatt átváltottam nyers magnitúdóba, majd minden egyes rekordban kivontam az összehasonlítóból a HAT-P-36b csillagának fényességét. Erre azért volt szükség, mert a fotózás során különböző horizont feletti magasságban változik a levegő légtömeg-indexe, amely összességében nagyobb hibát vinne a mérésbe, mint a keresett elhalványulás. Ezt kiküszöbölendő, nem önmagában egy csillagot vizsgálunk, hanem a változást mérjük ki a közelében lévő, konstans fényességűekhez képest. Ezeket a kapott értékeket ábrázoltam végül egy fénygörbén.

Ennél a fedésnél sikerült a teljes jelenséget megörökítenem, így biztosabb a kimutatás. A hosszabb integrációs idő és a kisebb zaj miatt az adatsor szórása is jóval kisebb lett. A korábbi 30 mmag-os szórás 13 mmag-ra csökkent, ennek következtében sokkal könnyebben detektálható lett az elhalványodás, melyet megtoldottam azzal, hogy egyszerre több referenciacsillagot is figyelembe vettem, így a légköri változásokat is kismértékben tudtam csillapítani.

Azt, hogy valóban az exobolygó átvonulását sikerült megmérnem, több dolog is alátámasztja: a fedés mélysége valóban 20 mmag körüli, a hossza is közel 2 óra, és a fedés után a grafikon nem tér el szignifikánsan egyik irányba sem.

Örömmel töltött el, hogy sikerült megfigyelnem egy másik csillag körül keringő bolygót, mindezt otthonról, a kertünkből. 30 évvel ezelőtt ez még csak álom lett volna, ma pedig amatőr eszközökkel is elérhető egy ilyen eredmény. Ez jelenti egyrészt a csillagászat és egyben a technika gyors fejlődését is. A földi légkör azonban gátat szab ezeknek a megfigyeléseknek, nemhiába, a legprofesszionálisabb exobolygó-kutató műszer, a Kepler-űrtávcső is a légkörön kívül helyezkedik el.

A későbbiekben is szeretném folytatni az exobolygók vizsgálatát, és jó lenne párhuzamosan is észlelni másokkal, így a különböző városokban élő amatőrcsillagászok méréseit ki lehetne átlagolni, és talán olyan pontosságot lehetne elérni, melyre most még gondolni sem mernénk.

A mérésben használt ASIAir vezérlő és szűrőváltó beszerzését a Nemzet Fiatal Tehetségeiért Ösztöndíjprogram keretein belül a Miniszterelnökség és a Nemzeti Tehetség Program támogatta.

A mérés kiértékelése (Csizmadia Szilárd)

Az ilyen amatőrcsillagászok által végzett exobolygó-fedéseket pl. a fentebb említett cseh oldal gyűjti. Hivatásos csillagászok is felhasználják az eredményeket, mert a fedési exobolygó fedésközép-időpontjának mérése komoly tudományos értékkel bír. A fedések ugyanis nem teljesen szigorú periodikussággal következnek be, hanem egy szigorú periodicitáshoz képest néha előbb, néha később történik a fedés. Ennek oka lehet pl., hogy a bolygórendszerben lévő másik bolygó gravitációsan megperturbálja a fedési bolygó mozgását, amelynek a pályaelemei, ezáltal a megfigyelhető keringési ideje változik. Ezekből más bolygó jelenlétére, vagy éppen a csillag és a bolygó közötti árapályerőkre lehet következtetéseket levonni.

Éppen ezért Szűcs Mátyás kérésére a professzionális Transit and Light Curve Modeller (TLCM) nevű, exobolygók fénygörbéjét analizáló programmal lemodelleztem a mérési eredményeket. Itt nincs mód belemenni a részletekbe, de a lényeg az, hogy a Mátyás által mért fénygörbéből egyebek mellett az alábbi rendszerparaméterek határozhatók meg:

• a bolygó és a csillag sugarának aránya
• a fél nagytengely és a csillag sugarának aránya (a/R* viszony, ami a fedés hosszával áll arányban)
• a pálya inklinációja
• a csillag átlagsűrűsége (az a/R* viszonyból és Kepler III-ik törvényével, feltéve, hogy a bolygó tömege elhanyagolható a csillag tömegéhez képest)
• a csillag sugara (izokrón-illesztéssel, a csillag ismert hőmérséklete és átlagsűrűsége alapján)
• a csillag sugara és a bolygó sugara

Az alábbi ábrán a fekete pöttyök Szűcs Mátyás méréseit mutatják (a légköri effektusokra korrigált fluxusskálán, vagyis F = 3 x F_mért / (ÖH1 + ÖH2 + ÖH3), azaz a kijelölt három összehasonlító csillag (ÖH) átlagához mérten, majd egy, a fedésen kívüli szakaszra illesztett parabolával normalizálva a fénygörbét). Ez teljesen megfelel a professzionális csillagászatban alkalmazott eljárásnak. A piros görbe a TLCM által illesztett modell. Eltérés nincs, csak a kis távcső okozta mérési hiba (fehér zaj), ami teljesen normális.

A meghatározott paraméterek teljes egyezésben vannak az amerikai egyetem kutatóinak bolygófelfedező cikkében közöltekkel, még a mérési hiba is egyezik. Vagyis egy hátsókerti amatőrcsillagász távcsővel ugyanez a pontosság Magyarországról, amatőrként is elérhető megfelelő szintű munka, lépéssorrend és analízis mellett!

A fedés közepe 77 másodperc pontossággal határozható meg Mátyás méréseiből (hivatásos csillagászoknak: ez 68% konfidencia-intervallumra értendő). Ez teljesen versenyképes (a műholdakra telepített űrtávcsövek sem tudnak 20-30 másodpercnél jobbat).

Az alábbi táblázat mutatja, hogy Mátyás mérései teljesen összhangban vannak a gazdag amerikai egyetemek hivatásos csillagászai által végzett megfigyelésekből leszármaztatott bolygó- és csillagparaméterekkel:

(Az összehasonlításhoz a Bakos Gáspár és munkatársai által meghatározott számértékeket használtuk: Bakos, G. Á. et al. 2012, AJ 144, 19, a cikk jele a következőkben: B12.)

a: fél nagytengely, R*: csillagsugár, a/R*: relatív fél nagytengely

Rp: bolygósugár, Rp/R*: bolygó-csillag sugárarány

b: impakt paraméter (b = a/R* x cosi)

i: pálya inklinációja

u+, u-: szélsötétedési paraméterek

Teff: csillag effektív hőmérséklete K-ben,* 5560 100 5560 K, a mi illesztésünkben rögzített Rnap: napsugár

M*/Mnap: csillag tömege naptömegben

R*/Rnap: csillag sugara napsugárban

Rp/RJ: bolygó sugara jupitersugárban

Az illesztés során a B12-ben megadott csillagsugár-értéket “prior”-ként használtuk. Az egyezés a Mátyás méréseiből meghatározott csillag- és bolygóparaméterek, valamint a felfedezők által közölt értékek között nagyon jó, különösen a legfontosabbak esetében: bolygó sugara, relatív fél nagytengelye, illetve az inklináció és a csillagtömeg, csillagsugarak esetében. Ez is bizonyítja, hogy jó eszközökkel, megfelelő ismeretekkel, alapos felkészüléssel az amatőrök is képesek elérni a hivatásos csillagászok pontosságát egyes esetekben.

Ennek a megfigyelt exobolygóátvonulásnak az O-C-értéke mindössze +40 ± 77 másodperc. Az O az observed (megfigyelt), a C a calculated (előrejelzett) átvonulási középidőpont. A C értéket állandó periódus feltételezésével szokás kiszámolni, és a legtöbb forró Jupiter periódusa hosszú időn keresztül állandó. (A bolygó és a csillag közötti árapályerők hatására, illetve a bolygóról  anyag elpárolgása vagy a csillagnak a csillagszél okozta tömegvesztés miatt, vagy egy másik bolygó okozta perturbációk miatt a periódus változhat – egyéb okok mellett.) A pozitív O-C érték azt jelentené, hogy az előrejelzetthez képest később következett be az átvonulás, a negatív esetében pediga zt, hogy korábban. Az ilyen O-C értékek megfigyelése hosszabb távon, évtizedek nagyon hasznosak az exobolygók tulajdonságainak megismerésében (pl. láss itt egy remek példát ilyenre).

Szűcs Mátyás köszönetet mond kutatómunkája támogatásáért a Nemzeti Tehetség Programnak és az Emberi Erőforrások Minisztériumának: