Opazovalna naloga iz astronomije
|
Спампаваць 41.24 Kb.
|
| Fakulteta za matematiko in fiziko
Jadranska ulica 19 1000 Ljubljana OPAZOVALNA NALOGA IZ ASTRONOMIJE SPREMENLJIVE ZVEZDE V KROGLASTI KOPICI M53 
MENTOR: AVTORJI: prof. Andrej Čadež Anja Rožič Alenka Trpin Marko Car Ljubljana, 16.julij, 2007 Namen projekta: Namen našega projekta je bil poslikati kroglasto kopico in ugotoviti, če se v njej nahaja kakšna spremenljiva zvezda. Izbrali smo si Messierjev objekt 53. Cilji projekta: fotometrija zvezdne kopice, identifikacija že znanih spremenljivk in preverjanje ali je še kakšna spremenljiva zvezda v kopici, ki so jo v preteklih raziskavah zgrešili. ZVEZDNE KOPICE Zvezdne kopice so skupine zvezd povezane z gravitacijsko silo, ki so od nas približno enako oddaljene in so vse nastale v približno istem času. Delimo jih na razsute in kroglaste zvezdne kopice. Razsute kopice Razsute kopice najdemo v spiralnih rokavih Galaksije. So nepravilnih oblik. Bogate vsebujejo po nekaj tisoč zvezd, revne pa imajo samo kakšen ducat članov. Posamezne razsute kopice se med seboj močno razlikujejo. Ampak večinoma v teh kopicah svetijo mlade, komaj nekaj deset ali sto milijonov let stare modre ter bele zvezde. Razsute kopice niso stabilne zvezdne združbe. Astronomi ocenjujejo, da se povprečna kopica zvezd razsuje prej kot v milijardi let. 
Precej kopic se da opazovati ter v njih razločiti posamezne zvezde tudi s prostim očesom. Najbolj znana kopica so Plejade ali Gostosevci. Slika: M45-Gostosevci Kroglaste kopice Kot pove že ime, so simetrične okrog središča, vsebujejo pa lahko tudi stotisoče zvezd. V kroglastih kopicah se zvezde kopičijo proti središču, tako da jih ponavadi le s težavo razločimo. Čeprav so si zvezde v sredini zelo blizu, je verjetnost trkov med njimi še vedno majhna. Kroglaste kopice niso enakomerno posejane po nebu. Obkrožajo središče Galaksije, zato jih z Zemlje vidimo le v smeri jedra Rimske ceste. Najdemo jih v galaktičnem haloju. Kroglaste kopice so stabilne zvezdne združbe. Zaradi njihove razmeroma velike mase in oddaljenosti od galaktične ravnine jih gravitacijsko polje drugih zvezd ne more raztrgati. Sestavljajo jih zvezde druge populacije, zato so starejše zvezde v njih v glavnem poznih spektralnih tipov. 
Najsvetlejši kroglasti kopici sta Omega Kentavra in 47 Tukane. Ležita daleč na južnem nebu in ju iz Evrope ne moremo videti. Obe pa zlahka opazujemo že s prostim očesom. Slika: Omega Kentavra Podatki o M53Izbrali smo si kroglasto kopico M53. M53 ali NGC 5024 se nahaja v ozvezdju Brenkinih kodrov (Coma Berenices ). Je ena od najbolj oddaljenih kopic tj. 60,000 svetlobnih let od centra Galaksije, od nas pa 58,000 svetlobnih let (približno 100 kpc). Njena rektascenzija je 13h 07m 49s in deklinacija 16h 02m 59s (po J2000). Ima približno 50 znanih spremenljivk tipa RR Lyrae. To kopico je leta 1775 odkril Johann Elert Bode. M53 v Brenkinih kodrih: 
Spremenljive zvezde Spremenljive zvezde ali spremenljivke so zvezde, katerih absolutni izsev se s časom spreminja. Poznamo več tipov spremenljivk:
Opazovanje in obdelava podatkov Za opazovanje smo si izbrali kroglasto kopico M53, ki ima magnitudo 7,6. Opazovali smo dne 25.4.2007 na astronomskem observatoriju Golovec. Pri opazovanju nam je pomagal Bojan Dintinjana, kateremu smo izredno hvaležni.. Sprva je bilo vreme precej oblačno, potem pa se je zjasnilo.Posneli smo serijo slik v V filtru, prvih 50 slik smo posneli z osvetlitvijo 60 sekund, kar se je pokazalo občutno premalo, zato smo podaljšali osvetlitev na 180 sekund. Posneli smo 140 slik, niso pa bile vse dobre, nekatere so bile tudi malo premaknjene, sicer pa sta teleskop in kupola delovala brezhibno. Pomagali smo si tudi s podatki iz računalniške knjižnice na Golovcu. Ko smo vse posneli, smo morali slike uskladiti med seboj, ker je med slikanjem prišlo do zamikov zaradi premikov teleskopa. Slike smo obdelali z računalniškim programom IRAF. Obdelave meritev: 1. korak: Kalibracija slik Za vse slike najprej naredimo 'zero' 'dark' in 'flat' korekcijo. Osnovne slike so bile na robovih zatemnjene, zato smo jih popravili z “flat” korekcijo. Vsi deli slike so postali enako osvetljeni. Od slike smo odšteli zero in skaliran dark glede na osvetlitev. S tem smo se znebili morebitnih vročih pikslov. 2. korak: Astrometrični fit in registracija WCS koordinat S pomočjo programa fitsblink slike opremimo z ekvatorialnimi 'wcs' koordinatami. Konstante in koordinate se vpišejo v zaglavje slike.To naredimo za vsako sliko. 3. korak: Fotometrija v IRAFu Fotometrijo zvezd naredimo z IRAFom. Uporabimo program daophot (program za profilno fotometrijo). Z daofind poiščemo vse zvezde na sliki. Potem izberemo 30 lepih zvezd za modeliranje profila. Gledamo da niso dvojne ali niso v centru, kjer so preveč zgoščene zvezde. Fotometrijo naredimo s programom allstars. Program izmeri vse zvezde v kopici, tako da fita profil sintetične zvezde na koordinate realne zvezde. Nato si izberemo pet primerjalnih zvezd za kalibracijo magnitud: STARNAME RAJ2000 DECJ2000 VMAG A00026 13:13:01.02 +18:10:09.5 14.324 A00034 13:12:55.83 +18:08:45.0 14.579 A00244 13:12:51.08 +18:11:05.3 13.819 A00026 13:13:01.02 +18:10:09.5 14.324 A00429 13:13:03.64 +18:09:38.9 14.289 Prva kolona pove ime zvezde iz našega seznama, druga in tretja povesta rektascenzijo in deklinacijo, zadnja pa standardno magnitudo iz kataloga PM2000 Bordeaux Proper Motion catalogue (Ducourant+, 2006) 4.korak: Program za sortiranje in transformacijo allstar.py Koordinate za vse zvezde na vseh slikah preračuna v WCS koordinate, potem identificira iste zvezde iz slik in sestavi seznam imen zvezd. Tako kot rezultat dobimo dve datoteki: v prvi je seznam vseh zvezd, v drugi pa seznam vseh opazovanj. Magnitude tudi preračuna na standardno V magnitudo. 5.korak: Risanje Za risanje in sortiranje zvezd smo uporabili program zvezde2.pl (sprogramiran v programu Perl) in program za risanje v Linux-u Gnuplot. Program zvezde2.pl smo uporabili za izris spremenljivih zvezd, zvezde2-novar.pl (sprogramiran v programu Perl) pa za izris stalnic. Na grafu smo izračunali povprečje in standardno deviacijo vseh meritev. Srednja črta na grafu označuje povprečje meritev, standardna deviacija ter variability indeks pa sta napisana v zaglavju slike. Standardna deviacija: Na podlagi napak posameznih meritev in disperzije celotne svetlobne krivulje smo določili variability indeks kot razmerje med disperzijo magnitude celotne svetlobne krivulje in med disperzijo magnitude posameznih meritev. Lahko smo postavili kriterij, ki nam je povedal, ali je zvezda spremenljiva ali ne. Kriterij za spremenljivost pove kakšno je razmerje med standardno deviacijo serije meritev in standardno deviacijo (std) posamezne meritve: za spremenljivke std > 0.2, za nespremenljive pa std < 0.1. Omejili smo tudi variability index (indikator za zvezdo): za spremenljivke vi=std/merr > 2.0, za nespremenljive pa vi= std/merr < 1.3 Če je disperzija posameznih napak manjša kot disperzija svetlobne krivulje (v < 0.1), pravimo, da je zvezda kandidat za spremenljivko. Problem, ki bi se lahko zgodil, je ta, da je v bližini zvezde kaka druga zvezda, oziroma da se zvezda nahaja preblizu središča kopice. Vendar nam je ta problem odpravil program Iraf že na začetku. Rezultati V izbrani kroglasti kopici M53 smo detektirali 20 spremenljivk, po podatkih se jih nahaja približno 50. Te spremenljivke smo dobili s primerjavo petih primerjalnih zvezd (so zelo svetle), ki morajo biti na vseh slikah. Za primerjanje oziroma za pregled,kje se kakšna zvezda nahaja, smo koordinate preračunali s Simbadom. Tako smo dobili vse podatke o zvezdi. Pri nekaterih spremenljivkah je spreminjanje magnitude zelo opazno, nekje pa se le malo spremeni. Kljub temu pa jih lahko ločimo od nespremenljivk. Na grafih je lepo prikazano katere so spremenljivke (graf je ukrivljena črta), katere pa ne (graf je skoraj premica). Na začetku vsakega grafa se pojavijo odkloni, ker je bilo oblačno, čas osvetlitve pa 60s za prvih 50 slik, potem smo ga podaljšali na 180s. Naše fotografije, ki smo jih slikali v V filtru, smo primerjali z znanimi spremenljivkami tipa RR Lyr iz članka G. Kopacka:Variable stars in the globular cluster M53. Znane spremenljivke iz članka: RAJ2000 DECJ2000 NAME perioda(v dnevih) 13:13:04.0 +18:10:21 V06 0.6640142 13:13:00.9 +18:11:30 V07 0.5448460 13:13:00.5 +18:11:06 V08 0.6155072 13:13:00.1 +18:09:26 V09 0.6003482 13:12:45.8 +18:10:56 V10 0.6082530 13:12:45.4 +18:09:02 V11 0.6299424 13:12:48.7 +18:10:14 V18 0.33611 13:13:07.1 +18:09:27 V19 0.3909871 13:13:02.4 +18:08:36 V23 0.36579 13:12:47.4 +18:09:33 V24 0.7631901 13:13:04.5 +18:10:38 V25 0.7051473 13:13:04.3 +18:08:47 V29 0.8232550 13:12:59.6 +18:10:05 V31 0.70572 13:12:47.8 +18:08:36 V32 0.39041 13:12:43.9 +18:10:13 V33 0.624585 13:12:52.4 +18:11:06 V37 0.717611 13:12:55.9 +18:11:55 V40 0.3146633 13:12:56.8 +18:11:09 V41 0.61455 13:12:50.7 +18:10:20 V42 0.713694 13:12:53.1 +18:10:56 V43 0.71205 13:12:51.7 +18:10:01 V44 0.27276 13:12:55.2 +18:09:28 V45 0.654966 13:12:54.6 +18:10:37 V46 0.70363 13:12:55.4 +18:10:02 V50 55.4
Nekatere naše odkrite spremenljivke: Ime magnituda raj dec A00104 16.50 13:12:50.60 +18:10:19.8 znana A00114 15.65 13:12:54.01 +18:10:30.3 znana A00380 16.55 13:12:45.79 +18:10:55.3 znana A00449 16.70 13:12:42.14 +18:16:38.6 A00541 16.85 13:12:47.67 +18:08:36.2 znana A00345 16.50 13:13:28.27 +18:05:12.7 A00401 15.60 13:12:45.44 +18:09:01.6 znana A00445 16.85 13:13:00.12 +18:02:05.1 A00115 17.05 13:13:00.87 +18:11:29.5 znana A00391 17.00 13:12:48.65 +18:10:12.9 znana A00421 16.80 13:13:04.38 +18:10:36.3 znana A00587 17.20 13:13:03.86 +18:10:21.5 znana A00442 16.90 13:13:26.02 +18:09:44.2 A00489 17.00 13:12:51.40 +18:07:46.3
IME REKTASCENZIJA DEKLINACIJA A00449 13:12:42.14 +18:16:38.6 A00345 13:13:28.27 +18:05:12.7 A00445 13:13:00.12 +18:02:05.1 A00442 13:13:26.02 +18:09:44.2 A00489 13:12:51.40 +18:07:46.3 Ali so to res na novo odkrite spremenljivke? Za odgovor na vprašanje bi morali opazovati dalj časa, tako da bi lahko tudi določili periodo in epoho. Izbor zvezd, ki ustreza pogoju (za spremenljivke):
 
 
 
 
 
 
 
Primeri zvezd, ki ustreza pogoju (za nespremenljive):
 
 
 
 
 
 
 
Reference
|
.