Standard fotometria - az SN2005au és ay szupernóvák

Korábbi írásomban megismerhettük a standard fotometria elméleti alapjai, eljárásait. Most két konkrét példán, az SN2005au és ay szupernóvákon bemutatom annak gyakorlati lépéseit, tudományos hasznát. Egyben bíztatok minden érdeklődőt a módszer kipróbálására. A cikk írása óta más fotometriai rendszerek is elterjedtek, én most a Johnson-Cousins B, V, R, Is rendszerre fókuszálok.

( A cikk a Meteor 2006. július-augusztusi számában jelent meg )

A standard mérés objektumainak kiválasztása

A Corona Borealis Csillagvizsgáló viszonylag zavartalan meridiánja közelében a +/-70-90 fok égi tartományban nyílik lehetőség fotometriailag is elfogadható, nagyobb időszakot átölelő mérésekre. Figyelembe véve az esti-éjféli illetve a tavasztól őszig terjedő időszakot, olyan szupernóvát célszerű választani a több hónapos megfigyelések céljára, ami lehetőleg 20-30 foknál nem kerül alacsonyabb égi helyzetbe a mérések alatt. Ekkor ui. a fotometriai paraméterek közel hasonló hatásúak a kitűzött mérési pontosságon belül. A CVN-UMA csillagképek ezen feltételeknek éppen megfeleltek.

Az észlelések tervezésénél figyelembe kellett venni, hogy az éjszakai megfigyelések alatt, a csillagvizsgáló hosszú távú észlelési programjait is ki kell elégíteni, mint például blazárok BVRI szűrős fotometriája, ezért úgy találtam, hogy két szupernóva az említett csillagképek környékén éppen belefér a időlimitbe.

Célszerűnek látszott, mindezeken kívül fényes II.-es tipusú objektumot választani, mert ezek csak csekély mértékben halványulnak több hónap alatt, illetve a nagyobb kezdeti fényesség a mérési pontosság és rendelkezésre álló műszeregyüttes lehetőségei miatt is szükséges.

Ilyen és hasonló megfontolások alapján esett a választáson az SN2005au és SN2005ay szupernóvákra.

Az SN2005au szupernóvát az NGC 5056 SC tipusú CVN galaxisban a brit szupernóvavadász Ron Arbour fedezte fel 2005 március 19.-én, 15.8 C fényességnél és 21”-re délre a magtól. A spektrális elemzés fényes II. tipusú szupernóvának klasszifikálta az objektumot (VBET125, 131, IAUC 8503).

Az SN2005ay szupernóvát 2005 március 25-én fedezte Doug Rich (USA) az NGC3938 Sc tipusú UMA galaxisában  15,6 C fényeségnél és 56”-re délre a magtól. A nagytávcsöves sperktrumfelvételek megállapították, hogy a szupernóva korai II típusú, azaz a kék kontinuumra H és He vonalak szuperponálódtak illetve a Hα vonal is egyedi jellegűnek mutatkozott (IAUC8502, ATEL 448).

Mi a mérések értelme és várható eredményük?

A szupernóvák hosszú ideig tartó Johnson-rendszerbeli standard fotometriája mint láttuk időigényes feladat. A professzionális csillagászatnak nem mindig jut elegendő és folyamatos észlelési lehetősége ezen objektumok több hónapig is elhúzódó megfigyelésére. A pontos, tehát század magnitúdó körüli mérések, párosulva a teljes fénygörbe végig követésével és megrajzolásával, igen gyakran hiányt pótló és szükséges tevékenységei a megfigyelő csillagászatnak és gyakran találkozhatunk velük szakmai publikációk kiindulási adataiként, ahol egyenrangú szerzői partnerként tüntetik fel az amatőrcsillagász észlelőt.

A kiértékelt mérési adatok leglátványosabb megjelenítése a több sávú fénygörbe. Izgalmas végigkövetni, hogy a II.-es típusú szupernóva fénygörbéje beváltja-e a rá oly jellemző, „plató” jelleget, tehát sokáig kitartja maximum körüli fényességét, változik-e időben a színindex, milyen gyors az elhalványodás, milyen a fénycsökkenés mértéke, stb.

Másként fogalmazva: távoli extragalaktikák viharos történéseit, elsőkézből és akár az asztalunkon, karnyújtásnyira tanulmányozhatjuk műszereink segítségével úgy is mondhatnám „asztrofizika a konyhaasztalon”.

A mérésekhez használt műszer és szoftverpark:


A nérésekhez a Corona Borealis Csillagvizsgáló akkori eszközeit használtam:

  • Főműszer: MEADE 356/1067 Schmidt-Cassegrain LX200GPS-SMT távcső,
  • Fókusz reduktor: MEADE Series 4000 F/3 reduktor,
  • CCD kamera: SBIG ST-7E NABG CCD kamera, az AAVSO jóvoltából,
  • Szűrőváltó: CFW-8, 1,25” Johnson-Cousins B, V, Rc, Is szűrőkkel,
  • Mechanika: PEC korrigált LX200 mechanika, fix felállítással,
  • Autoguide: SBIG ST-7E internal chip,
  • Fókuszálás: Hartmann-maszk,
  • Flat, Dark, Flat: Dome flat, Master Dark mediánnal, Master Bias.

A műszeregyüttest a MAXIM DL v4.21 szoftver távcső, CCD kamera, autoguide és szűrőváltó plug-in-jével vezéreltem. A fotometriai mérésekhez az előbbi szoftver apertúra-fotometriai csomagját illetve az AIP4WIN-t használtam.

A mérés adatainak feldolgozásához MS-EXCEL táblázatkezelőben írtam egy komplett csomagot, amely a továbbiakban is használható az ilyen jellegű mérésekhez. A számolótábla kezeli a távcsőkonstansok és zérusponti állandók meghatározását az M67 Landolt-féle csillagmezői alapján, ábrázolja a lineáris illesztést, számítja az ÖH-k standard fényességét és természetesen meghatározza a szupernóvák standard fényességeit, hibáit R és V sávokban a fénygörbe felrajzolásával. Az input adatokat pedig a MAXIM DL segítségével adtam meg a táblázatnak.

Különös gondot kellett fordítani a Flat képek készítésére, melyet egy saját gyártmányú 2 db fehérszínű, homogén fényeloszlású és megvilágítható plexit lemezes Flat eszközzel oldottam meg, úgy hogy több felvétel mediánját használtam fel a Flat korrekcióhoz. A CCD kamerát -15 C fokra hűtve használtam minden felvételnél, így elegendő volt egyszer készíteni egy Dark és Bias sorozatot, melynek szintén a mediánját használtam fel a Master levonásokhoz. Az R és V szűrős felvételekhez 180 illetve ahol az ég minősége lehetővé tette 600 másodperces felvételek összeadott sorozatait használtam.

Az SN2005ay szupernóva standard R és V sávú fotometriája

A mellékelt képen a fenti szupernóva látható 4x600 sec-es összeadott képen az ideálisabb nyomdai technikai megjelenítés miatt negatívban. Jól látható, hogy a szupernóva egy spirálkaron „ül”, tehát a méréseknél ezt a tartományt kell figyelembe venni, mint alaphátteret.

 Az is megfigyelhető, hogy a szupernóva eléggé fényes és jól kiemelkedik a galaxis nyújtotta hátérből, ami biztató a mérések minőségének szempontjából.

Első lépésként keresnem kellett legalább 4 ÖH csillagot, amit folyamatosan összehasonlítónak kell használnom, egyúttal ügyelni kellett a kiválasztásnál arra, hogy ha lehet fényesebb, jól mérhető csillagok legyenek, illetve rendelkezésre álljon a katalógusbeli instrumentális (tehát nem standard) fényességük R és V sávokban.



A 4 csillag közül az egyik, a másik három fényességének meghatározásához kellett. Végül is a GSC és USNO A2.0 katalógus adatai alapján következőket választottam:

Második lépésként meghatároztam a használt műszerek távcsőkonstansait és zérusponti állandóit. Ehhez az M67 nyílthalmaz Landolt-féle csillagait használtam az alábbi táblázat és kép szerint:

Az M67-ben az általam használt fókusz és CCD chip méret mellett jól azonosítható és mérhető a csillagmező tagjainak a fényessége, a következők szerint.

A Norman Pogson összeggést CCD ADU értékekre átírva, két csillag fényességkülönbsége az alábbiak szerint számítható pl. V sávban:

Tehát nincs más hátra, mint megmérni az egyes csillagok apertúra maximum és háttér ADU-inak értékét, behelyettesíteni a fenti összefüggésbe, majd ahhoz hozzáadni az ÖH mg értékét és megkaptuk a csillag instrumentális fényességét V-ben. Ezt elvégezve mindegyik csillagra és sávokra, a kapott értékeket táblázatba foglaljuk, majd egyenként ábrázoljuk a (V-v) <=> (V-R), (B-V) <=> (b-v), (V-I) <=> (v-i) és (V-R) <=> (v-r) pontokat, amikre lineáris illesztéssel egyeneseket illlesztünk és amelyek meredeksége adja a távcsőkonstansokat (εVRμ, νη), az y tengellyel való metszéspontja pedig a zérusponti állandókat (ξVξBVξVRξVI). Ezt láthatjuk a mellékelt ábrán.

Ezen adatokhoz természetesen szükség van az elsőrendű extinkciós együtthatók meghatározására, melyet pl. az M67 Landolt-féle csillagai alapján kaphatunk meg, a levegőtömeg (X), a kiszámított instrumentális magnitúdók (v és r) és katalógus adatokból visszaszámolva, az ismert összefüggésekből ( v0=v-k'vX  és r0=r-k'r). A számítások elvégzése után a következőket kaptam:

A távcsőkonstansok és zérusponti állandók ismeretének birtokában a számításokat kiterjeszthetjük az összehasonlító csillagokra (3 db) és a közölt standard és instrumentális adatokra vonatkozó egyenletek birtokában, azok átrendezésével meghatározhatjuk az ÖH-k standard fényeségeit R, V-ben, amit közvetlenül használhatunk a későbbiekben a differenciális fotometria során:

Ha mindez megvan jöhetnek a minél tovább tartó észlelések. Én 2005 március 29.-től 2005 augusztus 01.-ig mintegy 4 hónapon keresztül 16 éjszakán mértem a kérdéses szupernóvát. Az egyes méréseket a meghatározott standard fényességű ÖH-khoz „kötöttem be”, azaz ezekhez hasonlítottam a fényét a szupernóvának. A számítás a már korábban is említett lépésekben zajlott a következők szerint:

  • meghatározzuk r és v az instrumentális magnitúdó értékeket a csillagra és az ÖH-ra
  • képezzük a különbségeiket, Δv - Δr , ami megadja a Δ(v-r) értékeket,
  • kiszámoljuk a Δ(V-R) -t, a Δ(V-R) = μ Δ(v-r)  alapján,
  • kiszámoljuk a ΔV -t, a ΔV = Δv - εΔ(V-R) , alapján,
  • kiszámoljuk a Vváltozócsillag  standard fényességet, a Vváltozócsillag = ΔV + VÖH alapján,
  • kiszámoljuk a (V-R)változócsillag standard színindexet,
  • a (V-R)változócsillag = Δ(V-R) + (V-R)ÖH  alapján.

Mindezek alapján a következő standard R, V fényességértékeket kaptam:

Az első éjszakán a V szűrős képnél már felhőzet jelentkezett ami elvitte a pontosságot, de a konzekvencia miatt adatait meghagytam. A fénygörbén látható adatfolytonossági űr a nyári később sötétedő időszak és „szabadságolási” problémák miatt van.

A fenti értékek 0,01-0,03 mg körüli pontosságot mutatnak, melyeket ha a fotometriában szokásos Julián-dátum szerint ábrázoljuk, rögtön szembetűnik a szupernóva fénygörbéjének „platós” jellege. Az ábrán körök mutatják a V-beli és rombuszok az R-beli fényességet.

A maximum után kb. 1,5-2 hónappal kezdődik a fénygörbe markánsabb lefutása. Mindez egyértelműen II.-es típusú szupernóvára utal. Érdekes megfigyelni, hogy a színindex egy ideig azonos értéket mutat, majd enyhe csökkenő tendenciába kezd, ld. lejjebb.

Ennek valódi fizikai összefüggéseinek magyarázatát inkább az asztrofizikusok tudhatják.

A vizsgálatot az alacsony horizont feletti magasság miatt 2005 augusztusában fejeztem be, de valószínűsíthetően az objektum a 2005-ös év végére 18-20 mg körülire halványodott. A 20 mg-t a csillagvizsgáló műszeregyüttese még tudná detektálni, de a fotometria és az alacsony horizont feletti magasság  kérdésessé tenné azok felhasználhatóságát.



Az SN2005au szupernóva standard R és V sávú fotometriája:

Az SN2005au szupernóva esetén ugyanúgy jártam el, mint az SN2005ay esetén. A jobboldali képen, mely 2x300 sec integrációs idővel készült megfigyelhető, hogy az objektum szűlőgalaxisától mindössze néhány ívmásodpercre található. Ha túlskálázzuk a kérdéses területet láthatóvá válik, hogy a szupernóva az átlagháttérhez képest, mint egy 80-100 ADU-val kiemelkedik abból, ami nyílván a galaxis külső tartományai miatt van.

A fotometria során minden egyes mérni kívánt képen ezt kell figyelembe venni. Az apertúra fotometria mérési köreinek, gyűrűinek beállításakor különös gonddal vizsgáltam meg, hogy van-e olyan beállítás, amikor a belső kör még tartalmazza a szupernóvát, de a külső gyűrűk már nem és a gyűrűk csak a szupernóvát tartalmazó hátteret összegzik. Nos ilyen beállítást nem találtam, ezért a szupernóvára jellemző maximális ADU és környezetének ADU átlag különbségét értelmeztem. A túlskálázott kép jobb fent látható.

A számításokhoz a következő ÖH csillagokat használtam:

A számítások mellőzésével csak az eredményeket közölve, az ÖH-kra a mellékelt standard fényesség értékeket kaptam.

A szupernóvát végül is 2005 március 31. és 2005 július 21. között 14 éjszakán keresztül sikerült mérni. A standard fényességek az alábbiak szerint alakultak:

A mérési pontosság hasonlóan alakult, mint az SN2005ay esetében vagyis átlagosan 0,01-0,02 mg körül, ami használhatónak tűnik a fénygörbe lefutás szempontjából.

A fénygörbén, bár a szupernóva II.-es típusú, nem látszik a „plató”, vagyis az objektum közel egyenletesen halványul a négy hónapos megfigyelési ablak alatt. Az ábrán körök mutatják a V-beli és rombuszok az R-beli fényességet. A színindex lényegesen nem változott.

A mérések általában jellemző volt, hogy a viszonylag kevés expozíció gyengébb mérési eredményhez vezetett, különösen a 16-18 mg fényességeknél. Ezért jó választásnak bizonyult a minimálisan 180 és gyakran 300 sec-es integrálási idő, mely átlagosan hozta a 0,01-0,03 mg pontosságot. Kiemelném még, hogy a megfigyelési időablakban 10-15 további éjszaka adódott volna mérésekre, de azok fotometriailag nem vagy csak nagyon korlátozott mértékben lettek volna használhatók, így inkább nem mértem ezen alkalmakkor.

 Összegzés:

Az SN2005au és SN2005ay szupernóvák négy hónapon keresztül tartó vizsgálata a Johnson-féle fotometriai standard rendszerben biztató eredményekkel zárult. Sikerült a szupernóvák fénygörbéjéből azok klasszifikációját megadni (Type II), rámutatni, hogy amatőr-csillagászati lehetőségekkel is van létjogosultsága a standard fotometriai méréseknek a csillagászati fénymérések gyakorlatában. A kellő pontosság elérhető , a fénygörbék folytonossá tehetők, az objektumok megfelelő megválasztásával pedig, pusztán a többszínű fotometriával azok tulajdonságaira is fényt deríthet a figyelmes megfigyelő.