Проведення та обробка результатів астрономічних спостережень

Теоретична частина

Фотометричну обробку зображень можна провести стандартними методами диференційної фотометрії. Для початку зображення потрібно відкалібрувати. Для цього від отриманих зображень потрібно відняти електронний шум (bias) і темновий струм (dark) ПЗЗ, після чого отримане зображення поділити на плоске поле телескопа (flat field) (від якого також віднімаємо електронний шум і темновий струм ПЗЗ). Щоб знайти інструментальні зоряні величини, від сумарної інтенсивності зір потрібно відняти фон неба

У стандартну систему зоряні величини можна перевести шляхом порівняння інструментальних зоряних величин досліджуваного об’єкта та стандартної зорі з відомими зоряними величинами в стандартній системі зорі-стандарта:

де  різниця між інструментальною зоряною величиною досліджуваної зорі та зорі-стандарта.

Спектральний клас певної зорі надає інформацію про фізичні умови в її атмосфері, де формується спектр зорі. Фізичні умови включають ефективну температуру, тиск, випромінювання, поверхневу гравітацію та швидкість осьового обертання, що визначають розподіл потоку випромінювання за довжиною хвилі, а також стан іонізації та збудження енергетичних рівнів хімічних елементів, лінії яких роблять основний внесок у спектр зорі.

Застосовуючи спектрограф, потік випромінювання від зорі розкладають у спектр за допомогою дифракційної ґратки чи ешелле й вимірюють за допомогою ПЗЗ-матриці. Спектр зорі, залежно від фізичних умов, може мати як лінії поглинання, так і емісійні лінії, що відповідають дозволеним переходам між збудженими енергетичними рівнями атомів та їхніх іонів. З аналізу цих спектральних ліній можна отримати дані щодо вмісту атомів та іонів хімічних елементів, ефективної температури, поверхневої гравітації тощо. Тому наявність чи відсутність певних спектральних ліній одразу дає інформацію щодо приблизної ефективної температури, що покладено в основу спектральної класифікації. Відомо, що максимум потоку випромінювання від зорі локалізується в певному діапазоні довжин хвиль, який залежить від ефективної температури (закон зміщення Віна). Відповідно, зорі різних спектральних класів мають різну ефективну температуру й різний візуальний колір: від яскраво-блакитного (гарячі зорі з T_eff = 60 000—50 000 К) до темно-червоного (холодні зорі з T_eff = 3000—1000 К).

Для визначення спектрального класу потрібно знайти показники кольору для досліджуваних зір. Показник кольору або колор-індекс — різниця між зоряними величинами зорі у двох різних спектральних смугах, перша з яких має меншу довжину хвилі. Показник характеризує температуру зорі, тобто її колір. Зі збільшенням показника кольору температура зменшується. Найбільш поширений показник кольору – B-V. Нижче наведена таблиця показника кольору B-V для деяких зір різних спектральних класів.

Хід роботи

1. Проведіть спостереження ділянок неба за різних наявних світлофільтрів. Спостережувані ділянки неба мають містити чималу кількість зір. Час експозиції доберіть так, щоб досліджувані зорі були не пересвічені (бажане заповнення пікселів не більше 70%). З використанням кожного зі світлофільтрів необхідно отримати не менше 10 знімків.
2. Отримайте калібрувальні кадри (плоскі поля (flat), темнові кадри (dark), шуми зчитування (bias)). Кадри плоских полів мають бути зроблені для всіх світлофільтрів із середнім заповненням пікселів від 50% до 70%. Час експозиції темнових кадрів має бути таким, як і час експозиції отримуваних кадрів зір.

Аналіз даних

Для проведення роботи необхідно мати зображення ділянки неба із зорями та калібрувальні кадри (плоскі поля (flat), темнові кадри (dark), шуми зчитування (bias)). Дані для обробки можна отримати з власних спостережень або ж скористатися відкритими астрономічними базами даних.

1. Обробіть отримані дані за допомогою програми MaxIm DL.
   • Відкрийте отримані зображення (обробка проводиться в кожному фільтрі окремо).
   • Очистіть отримані знімки. Виберіть Process→Set Calibration. У вікні, що з’явиться, потрібно вибрати папку, де зберігаються калібрувальні кадри, та вибрати Auto-Generate.

Після цього з’явиться список калібрувальних кадрів, з яких потрібно вибрати потрібні для очистки зображень (розширення калібрувальних кадрів і оброблюваних зображень має збігатися, експозиція dark має збігатися з експозицією зображень, flat має відповідати фільтру, в якому ви спостерігали).

Натисніть ОК і виберіть Process→Calibration All (додаткову інформацію про зображення можна отримати, вибравши View→FITS Header Window).

• Далі знаходимо зоряні величини досліджуваних зір (потрібно вибрати від 10 до 20 зір на власний розсуд).

Виберіть Analyze→Photometry… . У віконці, яке з’явиться, виберіть New Object і позначте досліджувані зорі.

Далі виберіть New Reference Star, позначте зорю-стандарт та введіть її зоряну.

Виберіть View Plot…→Save…

У збереженому файлі будуть зоряні величини вибраних вами зір.

2. За отриманими зоряними величинами визначте спектральні класи спостережуваних зір.
   • Знайдіть показники кольору для досліджуваних зір.
   • Порівняйте знайдені показники кольору з табличними значеннями та запишіть спектральний клас для кожної зорі.
3. Проаналізуйте, зір яких спектральних класів виявилося найбільше, і чому. Чи знайшлися зорі, для яких не вдалося визначити спектральний клас, і з чим це може бути пов’язано?