Intet eksisterer, før det kan måles.

Transkript

1 ************************** Intet eksisterer, før det kan måles. Niels Bohr ************************** Nicolaj Haarup

2 EXOPLANET OBSERVATION Af Nicolaj Haarup Starworks Observatory, Denmark Dette dokument beskriver en praktisk tilgang til observation af exoplaneter. Beskrivelsen tager udgangspunkt i brugen af et ganske almindeligt DSLR (Canon EOS350D) men principperne kan nemt anvendes til andre kameratyper. Det forudsættes at læseren har et grundlæggende kendskab til brugen af PC-programmet Maxim DL. Der findes et sæt billeder af HAT-P-3 som kan buges som udgangspunkt for de i dette dokument viste eksempler. FORORD I oktober 2007 blev mit første observatorium bygget færdigt og det første billede (af M31) blev optaget 7. november. Jeg havde ikke betjent et teleskop siden jeg var 12 år. Det var overvældende at stå med de tekniske muligheder og udfordringer som tiden havde begunstiget udviklingen med. Hele universet lå for mine fødder og jeg var simpelthen nød til at finde et projekt at fokusere på for ikke at fare vild i mulighederne. At det lykkes for mig allerede 5 måneder efter at observere en exoplanet er ikke et udtryk for min dygtighed men det snarere skal tages som udtryk for at alle amatørastronomer med systematisk sans kan kaste sid ud i projektet med at observere planeter omkring stjerner mange lysår borte. Jeg takker min dejlige kone, Birgitte, for den tålmodighed hun har udvist såvel under min fordybelse i byggeprojektet som de mange lange nætter hun har måttet sove alene og vågne til en meget træt mand. Forsidebillede: Forfatterens instrument, der er benyttet til de i dette dokuments beskrevne observationer.

3 STARWORKS OBSERVATORY Billede 2: Starworks Observatory set fra stuehuset. Billede 1: Starworks Observatory i drift

4 YES! Da mørket sænkede sig over Starworks Observatoriet i Kragelund, torsdag den 14. februar, var der en hektisk aktivitet i kontrolrummet. Den dag havde jeg skyndt mig hjem fra arbejde fordi jeg vidste at en exoplanet ville passere samme aften. Klokken var 17 UT og passagen ville begynde kl. 19:01:44 UT. Jeg manglede endnu at forny min polar-alignment, at fokusere (som dengang stadig tog meget lang tid), at lave finder charts og en masse andre småting. Det var trods alt ikke så længe siden det første gang var lykkes at få infrastrukturen med netværk, kamera, guider m.m. til at fungere. Der skete stadig underlige ting og det skete som regel på de mest ubelejligede tidspunkter. Alt tog længere tid end forventet og klokken blev 20 UT før jeg var klar men da var passagen allerede i fuld gang. Jeg var på nippet til at give op den aften men besluttede alligevel at teste teknikken og begyndte optagelsen af billeder. Næsten 3 timere sener stoppede jeg optagelserne og slukkede & lukkede for natten. Jeg anede endnu intet om alle de fejl jeg havde begået. Jeg vidste heller ikke hvad der gemte sig af data i de mange billeder Billede 3: Første af i alt 350 billeder af XO-2 optaget 14. februar 2008.

5 Billede 4: Udsnit fra FOV af optagelserne af XO-2. Først nogle dage senere efter mere end 30 timers kamp med de mange data dukkede resultatet pludselig op på skærmen: Figur 1: Figuren viser lyskurven (LC) for passagen af XO-2b. Kurven er ikke komplet fordi optagelserne begyndte for sent. Den blå kurve angiver ekstra tab. Tabet stiger (kurven falder) over tid og skyldes i dette tilfælde fokus-drift.

6 METODER TIL OBSERVATION AF EXOPLANETER Exoplaneter kan ikke observeres direkte pga de store afstande. I stedet anvendes indirekte metoder som bl.a.: - Positionsafvigelse forårsaget af tyngdekraften mellem stjerne planet (Astrometri) - Rødforskydning (Doppler-metode) - Lysvariation, Transit-metode TRANSITMETODE En planet, der passerer ind foran sin stjerne (i forhold til observatøren), skygger under passagen for stjernens lys og forårsager derved et dyk i lysstyrken. Dette dyk er ganske lille typisk 3-30 mmag - men variationen kan, ved omhyggelig observation, detekteres vha. almindeligt udstyr af amatørastronomer. Exoplaneter kan kategoriseres i 3 grupper: BTE (Bright Transiting exoplanets) FTE (Faint Transiting exoplanets) Billede 5: en kunstners forestilling af en exoplanet. NTE (Not known to Tranisit exoplanets) Observationer for amatører er begrænset til såkaldte BTE'er Bright Transitting Exoplanets. Der findes i dag (3. juli 2008) 307 kendte exoplaneter, hvoraf 31 er BTE'er. BTE'er er generelt de mest interessante fordi der er muligt evt. at foretage: - Atmosfære og temp. analyse (Polarimetri) - Størrelse / masse bestemmelse Og især fordi: - Amatører kan være med!

7 Figur 2: Denne figur illustrerer med det blå bånd det område man forventer, er det beboelige område. BTE er ligger langt til venstre for dette område og vi forestiller os derfor at disse planeter ikke kan have liv som vi kender det. (Kilde:

8 Figur 3: All extrasolar planets discovered by radial velocity (blue dots), transit (red) and microlensing (yellow) to 31 August Also shows detection limits of forthcoming space- and ground-based instruments. (Kilde:

9 Tabel 1: De p.t. kendte BTE'er på den nordlige halvkugle. Figur 4: "Opdagelsesrate" af exoplaneter.

10 FØR OPTAGELSERNE Vælg objektet så det er observerbart mindst en time før og en time efter passagen. For at finde ud af hvilket objekt der kan observeres på en given dato fra et givet sted på jorden bruges BTE-ephem.xls. Regnearket er udviklet og vedligeholdes af Bruce L. Gary og kan findes på Før brug skal man angive position, minimum elevation for observation samt dato for observationen. Inden du går i gang så tænk lige over at du skal i gang med en observation på 5-7 timer. Skal projektet lykkes så forbered dig godt virker grejet? Skal du spise/drikke? Kan du sove imens automatikken kører? Holder vejret klart? At observere en exoplanet stiller store krav til dig og udstyret, hvor dykket i lysstyrken typisk kun er få millimagnituder. Skal du f.eks. observere et dyk på 10mmag så forvent at du skal være i stand til at måle lysstyrken med en støj på mindre end 3mmag. Dette svarer til støj på mindre end 0,3%! FEJLKILDER Kvalitet er nøgleordet, hvis det skal lykkes at observere exoplaneter. Blot en enkelt fejlkilde ignoreres er der stor sandsynlighed for at observationen mislykkes. Følgende fejlkilder er de mest almindelige: - Rystelser, bl.a. pga vind - Dug og rimfrost - Høje skyer, cirrus - Fokus drift - Dårlig tracking/guide - Overeksponering (ikke-lineær) - Dårlige flats (især ved ikke-perfekt tracking) - Air mass -> farveskift - Dårlig fotometri - Manglende forståelse for databehandlingen Heldigvis kan fejlene enten undgås eller kompenseres for. Mere herom senere OPTAGELSERNE Vælg FOV så der kommer stjerner af lignende styrke og farvesammensætning med. Disse skal efterfølgende bruges som referencer. Farvevalget har betydning idet stjernernes lysintensitet varierer over tid afhængig af air mass. Lav prøveoptagelse for at fastslå den bedste belysningstid. Her er det uhyre vigtigt at være omhyggelig for vi har brug for den bedste kvalitet data vi kan få. Gode data er baseret på stillingtagen til forhold som: - Dynamik og linearitet - Signal/støj-forhold, SNR

11 - Lufturo, scintillation - Datamængde Med andre ord så vil vi gerne have den bedste dynamik, bedste SNR, ingen fejl fra lufturoen og mange data a gøre godt med. Det er nødvendigt at kende sit kameras lineære område så vi kan få flest mulig fotoner i kassen og samtidig vide at tallene er rigtige. F.eks. har mit Canon EOS350D 12 bit til rådighed i hver pixel svarende til 4096 counts i alt. Målinger af fotoner foregår lineært op til ca counts, hvorefter der skal flere fotoner til pr. count. Dette Billede 6: HAT-P-3 ses lidt over midten betyder at objektet og de stjerner jeg vil bruge som reference ikke må vise pixel counts på over Det er vigtigt at udnytte denne viden til at få så høje tal som muligt og samtidig blive i det lineære område. Årsagen til ikke blot at holde sig langt under er at dette ville forringe SNR. Vi skal altså have mest muligt signal i forhold til baggrundslyset. A få så mange data som muligt vil betyde så mange billeder som muligt, hvilket igen taler for kortest mulig belysningstid. Ulempen ved kort belysningstid er både at der spildes megen tid med data download fra kamera (og det får man jo ikke billeder af) og at en kort tid vil betyde stor fejl fra lufturoen. I praksis er belysningstider på mellem 20 og 120 sekunder egnede afhængig af stjernernes magnitude. En typisk indstilling af mit EOS350D når jeg tager billeder af f.eks. HAT-P-3 er: 60 sec/iso800/bin1x1. Det giver en kadence på ca. 72 sekund/billede. Reglerne er uomtvistelige: 1) Kend dit udstyr 2) Stop når du ikke forstår og fortsæt ikke før du forstår 3) Vær omhyggelig 4) Bruce L. Gary er guru.

12 BILLEDBEHANDLING Rækkefølgen er følgende: 1) Kalibrering (darks og flats) 2) Aligning (konvertering til RGB og aligne) 3) Kunstig referencestjerne (Konverter til mono og tilføje kunststjerne) Billeder skal og må ikke skønhedsbehandles. Vi er kun interesseret i de faktisk målte data. KALIBRERING Billederne skal nu kalibreres. Her er det vigtigt at billeder IKKE åbnes som color men Maxim s File\Batch Save & Convert kan IKKE finde ud af denne valgmulighed men tager til gengæld udgangspunkt i hvad der er sat i File\Open dialogboksen. Derfor er det vigtigt at der først åbnes et tilfældigt billede hvor Convert to color fluebenet IKKE er sat: Screenshot 1

13 Så er det tid til at kalibrere billedet. Først skal Darks og Flats billederne vælges, der alle også er taget i RAWformatet. Opret en DARK-gruppe og en FLATS-gruppe og tildel de respektive kalibreringsbilleder til grupperne. Her er det vigtigt at sætte flueben ud for Apply Boxcar Filter. Screenshot 2 Klik på Replace w/ Masters for at lave Master DARKS og Master FLATS da dette speeder den efterfølgende kalibrering gevaldigt op. Afslut indstillingerne med klik på OK. Kalibreringen af samtlige billeder kan ske i et hug vælg Files\Batch Save and Convert og foretag indstillinger som vist på billeder her:

14 Screenshot 3 Her er det vigtigt at vælge FITS som filformat og minimum 16-bit. Vælges FloatingPoint bliver billederne dobbelt så store men dette ser ikke ud til at gavne på de endelige resultater. Husk at angive den ønskede Path så du ikke risikerer at overskrive dine originale billeder!!! Klik på Select Files (alle dine billeder) og sæt flueben i Perform Calibration. Klik på OK og lav dig en kop kaffe. På min PC tager det 30 minutter for 900 8Mpixel billeder. Resultatet er nu kalibrerede FITS-billeder i den valgte mappe f.eks. xxx\calibrated. ALIGN Nu skal billederne laves om til RGB så de kan alignes og derefter laves om til mono. Med et mono (b/w) billede måles luminisensen. Skulle man have interesse i at måle en specifik farve for yderligere at optimere SNR eller mindske air mass tabet/variation så kan man vælge at her at splitte RGB-billedet i en R, G og B del. Jeg vælger her blot at konvertere til mono og gøre det i en Command Sequence. Desværre er den ikke helt automatisk men det er bedre end ingenting: Først loades det første billede og det konverteres til RGB ved at klikke på RGB knappen. Dette billede forbliver i arbejdsvinduet og er dermed vores reference som vi aligner efter.

15 Screenshot 4 Vær opmærksom på at gemme i den rigtige folder så ikke du overskriver dine nyligt behandlede billeder eller endnu værre dine originaler. Den proces tog laaand tid men nu er vi klar til at tilføje en kunstig stjerne. Dette gøre også nemmest med Command Sequence og denne gang kan den gøre det hele selv:

16 KUNSTSTJERNE Screenshot 5 Vær igen opmærksom på at specificere en subfolder så du ikke overskriver de netop genererede billeder. I eksemplet her er følgende struktur anvendt: Screenshot 6

17 FOTOMETRI Måling af lysstyrke kaldes fotometri og det kan foregå på forskellige måder. De variationer vi skal måle er meget små (nogle få promille). Disse små variationer kan vi ikke måle direkte på stjernen da der er for mange og for store fejlkilder. Nogle af de største fejlkilder er luftens uro, fokusdrift, ændring i air mass og forbidrivende cirrus skyer. I stedet anvendes en metode kaldet differentiel fotometri, hvilket vil sige at vi måler objektet i forhold til et eller flere andre objekter. Ikke alle fejl bliver fanget ved normal differentiel fotometri men ved at indsætte en kunstig stjerne i hvert billede kan vi også måle tab som følge af bl.a. cirrus og fokusdrift. Når man arbejder med fotometri er det at en PC med bunker af RAM kommer til sin ret. Vi skal have loaded så mange billeder (de nyeste monochrome med kunstig referencestjerne) ind i Maxim som muligt. Hvor mange du kan loade afhænger foruden af din PC s RAM også af hvor store dine billeder er. Størrelsen af dine billeder afhænger igen af dels dit kamera og dels din foregående billedbehandling (16-bit, 32-bit eller FloatingPoint). Jeg kan typisk have billeder åbne samtidig. Billede 7: HAT-P-3 og de på forhånd valgte checkstjerner. Ved fotometrimåling er det vigtigt at vælge den korrekte størrelse af aperturringene. Inderste ring skal have en størrelse så den kun lige dækker hele stjernen. Typisk vil en størrelse på 2,4xFWHM være passende.

18 Mellemrummet mellem inderste og mellemste ring fastlægges så området mellem yderste og mellemste ring dækker over ingenting d.v.s. at dette område ikke indeholder stjerner eller andre objekter. Billede 8: Apertur på 3xFWHM. Her vil objektet måles til en for stor værdi. Billede 9: Objektet vil her blive målt til en for lav værdi. Billede 10: Korrekt valgte aperturer her er inderste ring på 2,4xFWHM.

19 Når den rette apertur er valgt vælges New Object i Phtometry-vinduet og der klikkes på stjernen der skal undersøges: Screenshot 7: Alle underliggende billeder markeres automatisk samtidig. Næste valg er New Reference Star og der klikkes på kunststjernen:

20 Screenshot 8 Vælg nu New Check Star og klik på de check-stjerner du vil anvende. Husk at du skal undgå variable stjerner og i øvrigt sørge for at vælge nogle der ligner dit objekt mest muligt i lysstyrke og farve. Vælg gerne mere end 1 stjerne. Et godt antal er 10 styk.

21 Screenshot 9 Nu hvor alle de relevante stjerner er markeret kan vi se på kurverne for lysstyrken ved at klikke på View Plot :

22 Screenshot 10: Kurverne afspejler lysstyrken på de markerede stjerner. Hvert billedes data er vist med et symbol på kurverne. Klik på Save Data for at gemme værdierne. Eftersom du ikke kan måle på alle billeder på én gang er det klogt at gemme filerne med sigende navne så du senere nemmere kan sammensætte dem til en enkelt fil. I dette tilfælde har jeg valgt at gemme data med filnavn der både siger mig hvilke billeder det drejer sig om og hvilken apertur der er anvendt.

23 Screenshot 11 Maxim DL gemmer data som CSV-filer i det amerikanske format, hvor. er decimalseparator. Det er derfor en god idé at samle filerne og konvertere, til ; og.. til,. Nu er vi klar til databehandlingen!

24 DATABEHANDLING Udgangspunktet for databehandlingen er en CSV-fil, der indeholder fotometridata for alle billederne: Screenshot 12: Dette er de rå data og det foreløbige resultat af dine timelange anstrengelser! For at opretholde den høje kvalitet af dine data skal du nu finde ud af om der skal foretages korrektion i dine JD data: JD CORRECTION Billeder til exoplanet observation skal have en tidsangivelse så nøjagtig som praktisk muligt, hvilket typisk vil være +/- 1 sekund. For billeder optaget og gemt i RAW-format skal man være opmærksom på at tidsangivelsen er baseret på uret i kameraet og at det derfor ikke nødvendigvis går præcist. Ydermere vil den angivne tid typisk været den tid, hvor billedet er lageret. Billeder til exoplanet observation skal imidlertid være lageret med en tidsangivelse svarene til midtertiden. Hvis f.eks. et 60 sekunders billede optages fra kl. 19:35:07 til 19:36:06 så skal tidspunktet angives som 19:35:37. Forskellen benævnes JD correction og i mit tilfælde er den +30 sekunder for et 60 sekunders billede. Gemmer jeg derimod i FITSformat får jeg en JD-correction på 0, hvilket vil sige at tidspunktet (JD) svarer til tidspunktet midt i eksponeringen.

25 LC TEMPLATE Analysen af dine rå data er en meget kompliceret og tidskrævende proces. Heldigvis har vores guru, Bruce L. Gary, gjort det nemmere for os med sit excel-ark LC_template.xls. Filen hentes her: Selvom filen er til stor hjælp og indeholder hjælpeinstruktioner tog det mig alligevel det meste af en dag at få det til at fungere første gang. Ganske vist er excel-arket sidenhen forbedret en hel del men man skal alligevel påregne at bruge en god portion regnvejr til at lære det at kende. Det er en forudsætning at være bekendt med brugen af Excel men det er ikke noget krav at være velbevandret ud i matematikkens verden det hjælper dog! Jeg vil i det følgende forsøge at beskrive fremgangsmåden med mine egne ord. Sammenholdes disse med hjælpen i excel-arket har man gode chancer for at få et hurtigt resultat. 1: Åben LC_template.xls, vælg fanen BTE_info og vælg exoplanet med skyderen i venstre side 2: Vælg fanen Import AXA og udfyld H9..H20 3: Hvis din JD er korrekt og inkluderer JD correction så er det godt. Hvis ikke så kør kolonnen med JD igennem regnearket i H22 og angiv korrektionsværdier i B15 og B16. De korrigerede værdier er i B22 og nedad. Brug disse værdier i det efterfølgende. 4: Tag dine data (med korrigeret JD og husk også at decimalseparatoren skal være, ) og før dem ind i C11 i fanen Import AS men først skal du have slettet de data der allerede lå i arket. Screenshot 13

26 5: Vælg fanen STD og slet gamle data fra B11 til nederste højre hjørne af dataene. 6: Kopier data for JD, Obj1 og checkstjerner over i STD B11 men husk forinden at slette de gamle data. 7: Udfyld C2..C6. Udfyld D5 med værdien svarende til det benyttede filter. Kan aflæser i H2..L2. 8: Skift til fane ext og slet de data der ikke er dine. Screenshot 14

27 9: Nu bliver det svært G5 og G6 skal justeres så Magnitude [Arbitrary offset] kommer til at udgøre mest muligt en linje. Læs også vejledningen i F5 og F6. 10: Juster G4 så den sorte linje ligger bedst muligt oveni de røde prikker. 11: Overfør værdien fra R4 til P4. Dette vil være et godt udgangspunkt men det kan være nødvendig at ændre denne værdi efterfølgende. På fanen dukker nu den første interessante kurve frem: Figur 5 Den røde kurve angiver air mass under observationen og den blå kurve angiver de ekstra tab optagelserne viser. Disse tab er typisk fokusdrift og høje cirrus skyer. I ovenstående tilfælde har tabene været minimale men man ser tydeligt et hul i kurverne omkring kl. 1 UT. Hullet opstod som følge af manglende billeder da guidningen svigtede.

28 12: Også på fanen m=0 slettes gamle data. Check E2 og E3. 13: Trim F8 til AG8 så 0 angiver checkstjerner der ikke skal tages med og 1 angiver checkstjerner du ønsker medtaget. Brug graferne til at fravælge støjende checkstjerner. 14: Juster AN6 så AN5 bliver ca. 97%. Tilsvarende justeres AP6 så AP5 bliver ca. 97%. Her er et godt udgangspunkt 2 x BV9. 15: Skift til fane ShiSqr og slet gamle data. Check B2 og B3. 16: Juster E5 til 0 eller 24 afhængigt af om observationen strækker sig over midnat (UT) 17: Skift til fane LC og juster grafens x-akse (UT) til værdierne svarende til D27 og E27. 18: Juster grafens y-akse (MAG) til værdierne svarende til C25 og C26. 19: Juster C4 svarende til toppen af MAG og C5 til OOT (Out Of Transit) MAG. 20: Kopier U4..U14 til R4..R14. 21: Vælg data gruppe størrelse i C10 og løbende gennemsnit i C11. 22: Juster håndtagene for Offset, Slope og Depth efter øjemål til bedste fit. 23: Juster håndtagene for Fp og F2 så værdierne i M9 og M10 stemmer overens med C21 og C22. 24: Når bedste fit er nået kopieres værdierne fra R4..R14 til T4..T14. 25: Kopier værdi O3 til P3. Bemærk Q3 bliver 0. 26: Juster håndtagene for Ingress, Egress, Depth, Fp, F2, Slope og Offset til minimum i Q3. 27: Kopier værdier for M4..M10 til H4..H10.

29 Screenshot 15 Ovenstående LC er for HATP3-HAARUP.txt data. Billederne, der danner grundlaget for dataene forefindes som både RAW og kan bruges som øvelse i billedanalyse og databehandlingen. Bruce L. Gary fik af HATP3-HAARUP.txt følgende LC er:

30 Figur 6 Som det ses er der god overensstemmelse mellem egne analyser og dem fra Bruce Gary.

31 Figur 7 Til professionel brug er det til tider ønskværdigt at have LC en så den er korrigeret for systematiske fejl. Ovenstående LC er et eksempel på dette ud fra samme data. Databehandlingen for korrektion af systematiske fejl er desværre for omfattende til denne gennemgang. Interesserede kan finde de nødvendige informationer herom på Bruce L. Gary s hjemmeside.

32 AXA INDRAPPORTERING AXA Amateur exoplanet Archive er opstået som følge af Bruce L. Gary s initiativ. Arkivet er konstant up to date og indeholder et hav af nyttig viden samt naturligvis et arkiv af lyskurver (LC s). Alle er velkomne til at sende data til Bruce men lad det være sagt med det samme: Bruce er meget travlt beskæftiget og tager sig ikke af useriøse henvendelser. Hans intention er at arkivet skal være til nytte rent professionelt og han stiller derfor karv til bidragsyderne om at de opererer systematisk og omhyggeligt, hvilket også er ganske rimeligt. Forvent ikke at kunne bruge ham til besvarelse af spørgsmål som du lige så godt kunne have læst dig til i hans bog. For at få optaget sine data skal disse sendes i et specielt format som tekst-fil. Lyskurver skal ikke sendes med. Formatet er som vist her men læs først instruktionerne på før du gør alvor af det: Screenshot 16 Bruce forhandler p.t. med Caltech om overtagelse af det omfattende arbejde det er at holde arkivet kørende. Som det ser ud nu bliver det indenfor få måneder overtaget af Caltech NStED archive. Hvordan man til den tid kommer til at bruge og bidrage til arkivet vides endnu ikke.

33 EXOPLANET OBSERVATION af Nicolaj Haarup Antallet af kendte exoplaneter vokser eksplosivt og er et af de områder, hvor amatørastronomer kan bidrage til den etablerede forskning med såvel bekræftende som opdagende resultater. Med ganske almindeligt udstyr kan man komme i gang. I dette hæfte beskriver Nicolaj Haarup teknikken ved observation af exoplaneter med almindeligt tilgængeligt udstyr som bl.a. inkluderer et almindeligt digitalt spejlreflekskamera (Canon EOS350D DSLR). Det forudsættes at brugeren har et grundlæggende kendskab til astrofotografering og brugen af såvel MS Excel og Cyanogen s program Maxim DL. Det er derimod ikke en forudsætning af man behersker den avancerede del af astrofotografering, der typisk bruges til at kreere såkaldte smukke billeder. Den i hæftet beskrevne fremgangsmåde er ikke nødvendigvis den bedste for alle og indholdet tjener derfor blot som inspiration til at få begyndt at observere disse fjerne kloder. Dette hæfte forefindes som PDF-fil og kan frit hentes fra Nicolaj Haarup Starworks Observatory