NOT Rapport Mikkel Kristensen, Mikkel Lindholmer, Anders Nielsen og Thejs Brinckmann 20. december 2012

Transkript

1 NOT Rapport 2012 Mikkel Kristensen, Mikkel Lindholmer, Anders Nielsen og Thejs Brinckmann 20. december 2012

2 Indhold 1 Fase 1 - Forberedelse Observationsplan Forberedelse til observationen Ansøgning om observationstid Fase 2 - Observation Umiddelbart før observationen Observation af target Umiddelbart efter observationen Fase 3 - Data behandling Forarbejde Bølgelængdekalibrering Sammenligning Appendix Teknisk data for NOT

3 1 Fase 1 - Forberedelse Før en astronomisk observation ved et observatorium er der en række ting, man skal forholde sig til. Sædvanligvis vil man på forhånd have et eller flere targets, man ønsker at observere, og det handler om at søge om teleskoptid ved et passende teleskop på et passende tidspunkt. I vores tilfælde, da det var med undervisning for øje, var det omvendt: Vi havde teleskoptid og skulle finde passende targets. Man finder right ascension (RA) og declination (Dec), altså placering på nattehimlen, for de udvalgte targets, og derefter vil man finde ud af hvornår disse koordinater er observerbare ved et givent teleskop. Det vil sige, vi har brug for at vide noget om teleskope i form af placering og begrænsninger eller muligheder. Placering afgør direkte hvilken del af nattehimlen vi kan observere på et givent tidspunkt, og begrænsningerne eller mulighederne kan være alt fra hvor lavt på himlen teleskopet kan observere og hvor stort et field man kan observere (hvor stort et område på nattehimlen) til hvilket udstyr, der er tilrådighed. 1.1 Observationsplan Når man har fundet et passende teleskop og et passende tidsrum til at udføre observationerne er det tid til at planlægge sit observation run. Hertil har vi brug for at kigge på visibility plots, som fortæller os hvornår på natten, vi kan observere et givent target. Helt specifikt viser visibility plots hvor højt på nattehimlen, vi vil finde targets som funktion af tidspunktet på natten. Visibility plottet viser også airmass, som er et udtryk for hvor meget atmosfærisk luft lyset skal passere igennem for at nå teleskopet. Hvis vores target står højt på himlen, altså har lav airmass, vil observationen kræve forholdsvis mindre eksponeringstid. Eksponeringstiden afhænger også af andre faktorer, såsom størrelsesklasse for vores target, og hvad vi skal bruge dataen til. En god fingerregel er, at eksponeringstiden firedobles, når magnitude bliver svagere med 1. Under vores observation run på NOT sigtede vi typisk efter en airmass på under 1.55 på det tidspunkt vi skulle observere objektet, men dette vil afhænge af teleskopet og af objektets magnitude. Ud fra vores visibility plots kan vi altså afgøre hvornår på natten det er mest hensigtsmæssigt, at udføre observationer af forskellige targets. Dernæst skal vi afgøre hvor lang eksponeringstid der er nødvendigt for hvert target og hvor mange eksponeringer vi vil udføre per target. Dette munder ud i en overordnet observationsplan, der skal redegøre for hvert minut af natten, så der ikke er nogen spildtid. For at undgå spildtid kan det være nødvendigt, at finde flere targets til eventuelle huller i observationsplanen. Derudover er det nødvendigt at have backup targets, af samme grund. For at finde flere targets eller backup targets kan man bruge de mange online kataloger med nyobserverede objekter der mangler, at blive observeret i detaljer. Dette kan f.eks. være kvasarer eller uklassificerede supernovaer. Eksempler på disse kataloger som vi selv brugte er Rochester Astronomy s Latest Supernovae [1] og Catalina Real-Time Transient Survey Optical Transients [2]. 1.2 Forberedelse til observationen Når man har sin observationsplan skal man forberede sig til selve observationen. Alle koordinater skal dobbelt-tjekkes. Hertil kan for eksempel benyttes SIMBAD Astronomical Database [3]. Det er eventuelt en god idé at få en anden person til også at dobbelt-tjekke koordinaterne. Man skal afgøre hvilke filtre der er nødvendige/ønskede til observationerne, fordi ved visse observatorier (f.eks. NOT) skal de monteres på forhånd. Hvis man laver observationer med en slit, så skal man overveje hvordan denne skal placeres. Hvis man f.eks. skal observere to objekter samtidig, 1

4 skal man sørge for begge er inkluderet. Derudover skal man sørge for at gemme finding charts til samtlige targets. Dette er så man, under observationen, let kan identificere sit target. Disse kan ofte findes der, hvor man fandt objektet, men ellers kan man bruge SIMBAD Astronomical Database [3] eller Sloan Digital Sky Survey III SkyServer [4]. Umiddelbart før observationen skal man sørge for at have udarbejdet et observationskatalog til teleskopet, vel at mærke i et format teleskopets system kan læse. 1.3 Ansøgning om observationstid For at få tid ved et teleskop skal man udfylde en ansøgning. Denne skal udfyldes med titel og abstract for observationsforslaget, såvel som navn, institut og eventuelle samarbejdspartnere eller vejledere. Der skal også udfyldes hvor mange nætter man har brug for at observere i og hvilke tidspunkter og datoer man ønsker til observationen. Man skal også udfylde hvor mange timer der er nødvendigt for observationen, hvilke instrumenter er nødvendige og deres setup, og ønskede observationstilstande som måne fase, seeing og sky conditions. Derudover skal man skrive om den videnskabelige begrundelse bag observationerne. Man skal skrive en target liste med koordinater, magnitude, osv. for observationsplanen og en tilsvarende liste for ens backup program. Man skal også oplyse om tidligere observationer ved observatoriet og relaterede publikationer. 2 Fase 2 - Observation Når man er færdig med alle forberedelserne og er klar til at observere, så er det ikke bare at trykke på en knap og lade teleskopet tage en masse billeder. Der er en række ting, som er nødvendige for at få gode data og en problemfri nat. 2.1 Umiddelbart før observationen Inden man starter på en observation, skal teleskopet gøres klart. Det kan bl.a. være at åbne for kuplen og åbne luftsluser. Disse forberedelser kan gøres inden, at det er mørkt nok til at observere. Derudover skal der også tages kalibreringsbilleder, bias og flats. Bias er den støj forårsaget af teleskopets elektronik og indre værk mens flats er for at skabe et jævnt belyst billedfelt. Bias kan vi tage i starten af aftenen inden observationsperioden mens flats ideelt skal tages inden hver observation. Spejlet på teleskopet er dækket til, men inden vi tager dækkenet af, kan vi tage bias. Det kan vi således gøre tidligt så vi ikke skal bruge observationstid på dette. Oftest er det rigeligt kun at tage flats i starten af aftenen. Dette kan gøres så snart, der er tilstrækkeligt mørkt til et par sekunders eksponering. Der skal tages et flat for hver filter, som skal bruges i løbet af aftenen. Flats kræver selvfølgelig, at dækkenet på spejlet er af. Desuden skal teleskopet peges mod et blank field, hvilket er et område uden klare objekter. En anden kalibrering, som foretages inden observationen, er at kigge på en standard stjerne. Dette er for at have en reference magnitude. Hvilken stjerne, man bruger, afhænger af hvilke, der er synlige. Der er et katalog med standardstjerner, men de er synlige på forskellige tidspunkter og årstider. 2.2 Observation af target Når det er blevet mørkt og man har foretaget alle de indledende opgaver, så skal man gøre klar til at observere sit target. Det første vi gør er, at rotere teleskopet og derefter pege det mod vores target. Koordinaterne til det er indtastet på forhånd, dobbelt-tjekket og derefter dobbelt-tjekket igen. Når teleskopet skal drejes, skal man være opmærksom på hvordan man drejer det. Hvis man skal bruge en slit og teleskopet skal være roteret er det vigtigt, at man beholder rotationen, når man drejer teleskopet. Afhængig af, hvad man skal observere, kommes de rette filtre og udstyr på teleskopet. I forbindelse 2

5 med en linse bruges en slit og en prisme. På den måde kan vi få lavet et spektrum af vores target. Inden vi tager et spektrum af vores target, bølgelængdekalibrerer vi det givne instrument setup (slit + grism). Der er to lamper, He og Ne, som har meget kendte bølgelængder. Disse bruges som referencebølgelængder til lyset, vi får fra vores target. Vi starter med at tage et billede af området, som vores target er i. Eksponeringstiden er ikke særlig lang, for det skal kun bruges til at kigge på. Derefter finjusterer vi teleskopets orientering således, at vores target ligger der, hvor vi vil have det. Det gør vi ved at kigge på et finding chart for vores target. På den måde identificerer vi vores target på vores billede og vælger, at teleskopet skal centreres på netop det punkt på billedet. I tilfælde med 2 targets i en slit er det vigtigt, at begge objekter ligger i slitten. Når vi er tilfredse med teleskopets orientering og har dobbelttjekket diverse filtre og udstyr, kan vi gå i gang med at tage et spektrum af vores target. Vi lader teleskopet integrere lyset over en given tid. Dette er vores eksponeringstid. Den skal justeres efter lysstyrken af vores target. Hvis vores target er svagt, så skal teleskopet bruge længere tid til at samle lys. Derudover er det ikke nok at tage et enkelt spektrum. Jo flere kørsler, vi laver, jo mindre bliver fejlen. Når man sætter teleskopet til at observere, er det vigtigt, at man har forberedt sig godt. Der skal som minimum være en kande kaffe per person i kontrolrummet og have noget ordentligt musik klart. Mens teleskopet observerer, kan man ikke lave så meget. Men man skal dog være opmærksom på eventuelle uforudsete situationer og holde øje med vejret. På NOT kan tårnet kun dreje et vist antal gange rundt, før det skal drejes tilbage igen, dette er fordi, der er kabler, der kan bliver viklet op. Det samme gælder for selve teleskopet, som også kun kan rotere et vist antal grader. Forhåbentlig sker dette ikke mens man observerer, for det kan betyde, at man skal starte forfra. Det er derfor vigtigt at være opmærksom på inden man starter. Der er desuden forskellige alarmer, som alle kan betyde, at man skal starte forfra. De fleste ting, som kan interferere med observationen, bliver vist på computeren, før det bliver alvorligt, men det kan man ikke altid stole på. Nogle begivenheder kan også ske pludseligt, fx en ansat som sætter en alarm igang, der stopper observationen. Det kan også være, at der er skyer i siden, som kan svæve ind over teleskopets synsfelt. Hvis det er en risiko, er det fornuftigt at lave kortere eksponeringstider så halvdelen af ens eksponeringstid ikke har været af en sky. Dette give til gengæld mere støj, men det er trods alt bedre end at observere en sky. 2.3 Umiddelbart efter observationen Når natten er ved at være slut, og man har fået foretaget sin observation, er det tid til at lukke ned. Inden man lukker helt ned tages der dog først bias igen. Derefter begynder man at lukke luftsluser og kuplen. Teleskopet lukkes også ned. Når alt dette er gjort, så skal der udfyldes en end of night report. Der skal eventuelle kommentarer til nattens forløb skrives ned, og der skal angives hvor meget tid, som er gået tabt pga. teknik eller vejr. 3

6 3 Fase 3 - Data behandling Da vi fik vores target af Håkon Dahle fik vi at vide, at det sandsynligvis var en linset kvasar. Vi fik følgende figur, som også er inkluderet i artiklen af Dahle, H. et al om denne linsede kvasar [5]. Figur 1: Et farvekodet billede af et område med en potentiel linset kvasar. Figuren er fra artiklen om den linsede kvasar af Dahle, H. et al [5]. Her var det håbet at A,B,C, WD og arc var linsede billeder af en kvasar. Det viste sig imidlertid at WD og arc ikke var fra det samme linsede objekt som A, B og C. I databehandlingsdelen laver vi vores observationer om til spektre af objekterne. Vi sammenligner så spektrene med hinanden for at tjekke om, de er ens. Hvis de er ens, betyder det, at de kommer fra samme kilde. 3.1 Forarbejde Vi starter med at kombinere de billeder, vi har taget med teleskopet. Vi gør dette for at få det bedste billede uden alt for meget støj. Efter det trækker vi bias og flats fra. Det fjerner fejl forårsaget af udstyret fra vores data. NOT teleskopet laver filer, der har ekstra rækker og søjler af pixel med i vores data. Disse ekstra rækker og søjler er ikke en del af det, vi observerer. Derfor skærer vi dem væk i databehandlingen. Derudover fjerner vi eventuelle kosmiske stråler, som kan forårsage streger i vores data. Hvis alle spor af kosmiske stråler ikke er fjernet kan proceduren køres igen. Metoden til at fjerne kosmiske stråler er dog ikke perfekt, og det kan generelt ses hvor der før har været kosmiske stråler, selv om de fleste af sporene er slettet, og de ikke længere betyder meget for selve dataen. 4

7 Til sidst vælges de punkter i dataen, hvor vores targets ligger, og alt andet skæres væk. Disse punkter vælges ud fra hvor vores targets er mest kraftfulde. 3.2 Bølgelængdekalibrering Dette giver os en linje for hvert punkt, hvor lyset er blevet spredt ud på ved hjælp af en grisme. Ved at måle hvor mange fotoner der er spredt ud til et givet punkt på linjen, kan det ses hvor stor intensiteten er for den bølgelængde. Dette giver os et spektroskopisk plot af vores target. Vi gør dette fordi man ikke kan måle bølgelængden af fotonerne med en ccd, og derfor bliver nødt til at have en anden måde at finde energien af fotonerne. Herefter gør vi brug af He og Ne lamperne, til at identificere nogle af emissionslinjerne fra vores target. Dette skridt gøres manuelt, da det kan være svært for computere at identificerer emissionslinjerne. Efter at have valgt enkelte linjer kan computeren godt finde ud af resten, så det automatiseres. Ud fra vores fit kan vi holde de to sammen og finde ud af hvilke bølgelængder, det er vi har med at gøre. Ved at bruge dette kan vi finde ud af ved hvilken rød-forskydning, vores target befinder sig. Det gør vi ved at bruge HeNe lamperne til at bestemme bølgelængderne for hver pixel. Herefter kan vi bestemme bølgelængderne på linjerne i vores spektrum og sammenligne dem med laboratoriebølgelængder. 3.3 Sammenligning Hvis de forrige trin udføres for flere forskellige targets, ender vi med at kunne bestemme, om der er tale om et linset objekt eller to forskellige objekter. Herunder har vi placeret plots af vores spektra for target A og for target B. Det kan tydeligt ses at de to plots er meget ens, også selvom støjniveauet er forskelligt. Derudover har vi medtaget et samlet plot af target A, target B og target C fra en artikel af Dahle, H. et al om denne linsede kvasar [5]. Som det kan ses har alle plots de samme emissionslinjer ved samme bølgelængder. Vi kan tydeligt se, at alle targets minder om hinanden og er samme rødforskydning. Det betyder, at de sandsynligvis er linsede billeder af samme objekt. Derudover kan vi se fra deres spektra at der må være tale om en kvasar. Figur 2: Figuren viser spektret for target A. På akserne har vi arbitrær flux som funktion af bølgelængden. 5

8 Figur 3: Figuren viser spektret for target B. På akserne har vi arbitrær flux som funktion af bølgelængden. Figur 4: Figuren viser spektret for target A, B og C i samme plot. På akserne har vi arbitrær flux som funktion af bølgelængden. Figuren er fra artiklen af Dahle, H. et al om denne linsede kvasar [5]. 6

9 4 Appendix 4.1 Teknisk data for NOT Følgende data og information er hovedsageligt fra Astrophysics with the NOT [6] og NOTs hjemmeside [7]. Position: Longitude: "W Latitude: " Altitude: 2382 m Mindste tilgængelig deklination: -55 deg. Teleskop: Montering: altitude-azimuth Optisk system (Super) Ritchey-Chretien Ækvivalent brændvidde på systemet: mm Effektiv aperatur forhold af systemet: f/11 Primær spejl (M1): Diameter: 2560 mm Brændvidde: 5120 mm Aperture forhold: f/2 Sekundær spejl (M2): Diameter: 510 mm Andet: Samlet synsfelt: 30 Fokalplan: 7.33/mm Kamera: ALFOSC (The Andalucia Faint Object Spectrograph and Camera): Optisk kamera der dækker 6.4x6.4 bueminutter af himlen. Lidt om CCD: CCD, (Charge Coupled Device) En CCD består af en siliciumskive, hvor indfaldende fotoner frigør elektroner. Siliciumskiven er opdelt i flere millioner af dioder, der danner en mosaik af billedelementer, hvor elektronerne opsamles. Herved bliver den opsamlede ladning et mål for lysintensiteten på hvert billedelement. Efter en eksponering bliver ladningen omsat til et elektrisk signal, som man kan lave om til et output. Der laves et readout, som tæller elektronerne i hver diode. Dette giver et billede, som har den egenskab, at de pixels der har højere tælle tal er mere lysstærke end dem med lavere tælletal. Da CCD en kun tæller antal fotoner og ikke energi, kan man sende lyset fra det ønskede objekt gemmen en grism, der deler lyset op i forhold til energien af fotonerne. Man ved derfor fotonernes energi ved at se på hvilken pixel, de rammer. Pixelopløsning: Pixelopløsning er et udtryk for, hvor meget af himlen hver enkel af kameraets pixels dækker med et givent optisk system. Jo højere den er, desto mere infomation får man. Inden for astrofotografering bruger man Nyquist teoremet, der betyder, at den mindste detalje et optisk system kan gengive skal dækkes af to pixels. Bliver det mindre end det, bliver fotoet undersamplet, og information går tabt. Hvis den dækkes af mere end to pixels, oversampler vi, og eksponeringstiden bliver længere end nødvendigt. Teleskopet har en såkaldt teoretisk opløsningsevne. Den teoretiske opløsningsevne er omvendt pro- 7

10 portional med størrelsen på dets hovedspejl, eller frontlinse. Den teoretiske opløsningsevne er altid højere end den virkelige opløsningsevne, fordi andre faktorer såsom seeingforhold osv. spiller ind. For at beregne systemets pixelopløsning skal vi kende to tal: Kameraets pixelstørrelse og systemets effektive brændvidde. Systemet betyder her teleskopet sammen med eventuelle reducere, eller extendere. Alt dette kan regnes ved hjælp af: Pixelopløsning = (pixelstørrelse/brændvidde) x 206,27 Så for ALFOSC: Pixelopløsning = (13.5/28160)* = buesekunder Derved bliver de mindste detaljer i billedet omkring 0.27(NOTCam) og 0.196(ALFOSC) buesekunder. Med en god seeing burde vi derfor ikke kunne undersample billedet. Pixel binning bruges til at ændre pixelopløsningen ved at binde flere pixels sammen på chippen, så de fungerer som en stor pixel. For eksempel betyder en 2x2 binning, at fire pixels bindes sammen til en. Et kamera i fuldt opløsning bruger 1x1 binding monokromt. Kameraers følsomhed øges ved binning sådan at 2x2 binning giver fire gange følsomheden i forhold til 1x1. Binning bruges også til lave større pixel, der kan matche pixelopløsning og øge kameraets følsomhed, når svage objekter skal fotograferes. Det øger også kameraets dynamikområde. Man kan desuden bruge det til at centrere objekter på chippen. Brug af pixel binning har den pris, at det gør ens billede mindre. 8

11 Litteratur [1] Rochester Astronomy s Latest Supernovae website: [2] Catalina Real-Time Transient Survey Optical Transients website: [3] SIMBAD Astronomical Database website: [4] Sloan Digital Sky Survey III SkyServer website: [5] Dahle, H., Gladders, M. D., Sharon, K., et al 2012, arxiv: [astro-ph.co] [6] Kartunnen, Hannu & Piirola, Vilppu, Astrophysics with the NOT, (University of Turku, 1999). [7] Nordic Optical Telescope website: Figurer 1 Et farvekodet billede af et område med en potentiel linset kvasar. Figuren er fra artiklen om den linsede kvasar af Dahle, H. et al [5] Figuren viser spektret for target A. På akserne har vi arbitrær flux som funktion af bølgelængden Figuren viser spektret for target B. På akserne har vi arbitrær flux som funktion af bølgelængden Figuren viser spektret for target A, B og C i samme plot. På akserne har vi arbitrær flux som funktion af bølgelængden. Figuren er fra artiklen af Dahle, H. et al om denne linsede kvasar [5]