Masowa spektrofotometria gwiazd z użyciem pryzmatu obiektywowego i filtrów blokujących, czyli stara szkoła robienia widm w połączeniu z nową techniką

V407 Cyg
Rys.1
Zdjęcie widm pryzmatycznych obiektów pola gwiazdy V407 Cyg zrobione bez filtrów w nocy 23 IV 2010 r. Czerwoną strzałką oznaczono efekt blendowania się kilku obiektów, niebieską - gwiazdę V407 Cyg. Widma, z którymi pracują astronomowie są wykonywane na czarno-białych, ale za to bardzo czułych kamerach. Nie potrzebują widzieć kolorów tęczy, ponieważ sami precyzyjnie dopasowują długości fal do elementów widma. Widoczne tutaj spektra są „surowe”, czyli nie poddane żadnej redukcji, w związku z tym nie widać w nich wielu szczegółów, np. linii widmowych.
Obserwacje z użyciem pryzmatu obiektywowego są prowadzone w Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika od prawie pięćdziesięciu lat. I choć w tym czasie zamieniono detekor z kliszy na kamerę CCD, to sama idea otrzymywania i analizowania obrazów pozostała taka sama. Mogłoby się wydawać, że widma o tak niskiej rozdzielczości (12 angstremów w linii Hα) straciły już rację bytu w dobie spektrografów typu echelle oraz coraz wyższej ich jakości. Warto jednak pamiętać, że wraz ze wzrostem rozdzielczości spada mocno wielkość gwiazdowa, do której możemy sięgnąć - tą samą ilość światła trzeba „rozsmarować” na dłuższe widmo. Zatem dzięki pryzmatowi możemy sięgać dalej, a w związku z tym widzieć więcej. Natomiast widma mocniejszych obiektów uzyskujemy znacznie szybciej, co świetnie się sprawdza przy monitoringu zmienności oraz wyłapywaniu anomalnych zachowań, np.: wybuchów. W 2010 roku w naszym ośrodku podjęto decyzję o zakupie czterech filtrów blokujących, tzw.: blockerów, których użycie miało podnieść jakość danych. Postanowiłam sprawdzić, czy tak się faktycznie stało.

Po co w ogóle podejmować wysiłek finansowy i angażować kogoś do testów filtrów, bez których tak dobrze obchodzono się przez tyle lat? Otóż jest to źle postawione pytanie, ponieważ wcale tak dobrze nie było. Obserwacje z pryzmatem obiektywowym, są bardzo specyficzne (a które obserwacje astronomiczne nie są?): na matrycy CCD dostajemy widma wielu obiektów pola gwiazdowego, w które skierowaliśmy teleskop. Jest to piękne, szybkie i bardzo przemawiające do wyobraźni, ale przysparza wielu problemów przy tak zwanej redukcji, czyli procesie, w którym staramy się uczynić nasze dane jak najbardziej czytelnymi i wiarygodnymi.

Na Rysunku 1 widać pierwszy z problemów - blendowanie, czyli nakładanie się widm. Kiedy patrzymy w niebo, to co widzimy mniej lub bardziej przypomina świecące kropki. Jeśli jednak będziemy chcieli światło każdego z tych obiektów rozszczepić, aby uzyskać jego widmo, które na zdjęciu wygląda jak świecący pasek (czyli każdy z tych obiektów ,,rozciągnąć'' w linię), to łatwo się domyślić, że krańce niektórych z nich będą się nakładać. Jak zatem rozstrzygnąć, ile zarejestrowanego w tej ,,blendzie'' światła należy do gwiazdy nr 1, a ile do gwiazdy nr 2? To pytanie pociąga nas do problemu pośredniego, pomiędzy palącymi pierwszym i drugim - gdzie właściwie widma zaczynają się i kończą? I drugi istotny problem, którego nie widać na pierwszy rzut oka: jak precyzyjnie przypisać długości fali odpowiednim elementom w widmie?

Problem 1.  Blendowanie, czyli nakładanie się, widm.
Problem pośredni: Gdzie właściwie widma zaczynają się i kończą?
Problem 2. Jak precyzyjnie przypisać długość fali odpowiednim elementom w widmie?

Do tej pory z problemem nr 1 radzono sobie tak, że wybierano do obróbki gwiazdy, które się nie blendowały z żadnym innym obiektem w polu, co było trudne, ponieważ jak na ironię wiele interesujących gwiazd znajduje się w tzw.: gęstych polach gwiazdowych. Czasami wybierano do analizy tylko ten fragment widma, który nie był niczym zakłócony.  Z kwestią pośrednią było dość łatwo, ponieważ zwyczajnie zaniedbywano krańce widma - były one niewyraźne (mądrze mówiąc: słabo doświetlone). Jednak problem nr 2 był trudny do przeskoczenia. Ratowano się w ten sposób, że ustalano, gdzie w danym widmie znajdują się pewne charakterystyczne linie i przypisywano im odpowiednie długości fali. Następnie dopasowywano funkcję, tak zwaną krzywą dyspersji, i w ten sposób można było z dużym przybliżeniem powiedzieć, na jakich długościach fali znajdują się inne, mniej dominujące linie. Oczywiście to właściwa droga, ale szkopuł tkwi w tym, że mając tylko kilka znanych punktów, trudno zrobić to precyzyjnie.

Jak można się domyślić, nowo kupione filtry blokujące – blockery  – miały być lekarstwem na te wszystkie bolączki. Każdy z nich miał za zadanie ucinać fragment widma  na pewnych długościach fali, zanim padło ono na detektor. W ten sposób spektra miały być krótsze, czyli powinny rzadziej się na siebie nakładać pozbawione i tak bezużytecznych krańców, a co więcej,  miały tak ucinać, aby w tych miejscach można było ,,zaczepić'' skalę długości fali i dzięki temu poprawić krzywą dyspersji. W teorii.

Jak to wyszło w praktyce widać na Rysunku 2. Można zauważyć, że widma ani nie są pozbawione brzegów, ani nie są ostro ucięte. Istnieje możliwość składania filtrów tak, aby wykroić z nich jak najwięcej, czyli jeden z nich utnie jeden koniec, drugi drugi, ale każdy z nich przepuszcza coraz mniej światła, co negatywnie wpłynęłoby na jakość danych i długość ekspozycji potrzebnej do uzyskania satysfakcjonującego zdjęcia, czyli prawdopodobnie pogorszyłoby jakość zdjęć. Paradoksalnie jednak, udało się dzięki wadom blockerów, wyznaczyć bardzo dobrą krzywą dyspersji - każda wada optyczna posłużyła jako upragniony punkt referencyjny i dopasowanie jest znacznie lepsze.

Pomimo tego jednego sukcesu nie będziemy kontynuować pracy z tymi filtrami.

Lepsze dopasowanie do długości fali posłuży nam w dalszych obserwacjach już bez filtrów. Mają one zbyt wiele wad optycznych, które są widoczne na Rysunku 2 – widma nie są gładkie i równe, ale momentami są szersze lub węższe, co jest efektem różnej ilości światła padających na detektor w różnych partiach spektrum. Powoduje to, że tracimy masę informacji. Jeśli natomiast w przyszłości zostanie zakupiona nowa kamera (na co bardzo liczymy), to ponownie wyciągniemy filtry z szafki i za ich pomocą dokonamy dokładnej kalibracji.




Katarzyna Drozd
CA UMK

Liczba odsłon: 7590


Rys. 2
Fragmenty obrazów z widmem gwiazdy CH Cyg z 8 III 2011 uzyskane z wykorzystaniem filtrów blokujących. Jak widać widma nie są gładkie i równe, ale momentami są szersze lub węższe, co jest efektem różnej ilości światła padających na detektor w różnych partiach spektrum.