Kettőscsillagok CCD-s észlelése

Negyedik éve foglalkozom komolyabban a kettős­csillagok észle­lésével, az utóbbi két évben CCD-kamera használa­tával. Ez irányú ténykedésem ismer­tetése igen bő teret kapott és kap a kettős­rovatban. Most kissé más megköze­lítésből, főleg a mérések hátteréről kívánok némi ismertetést, tájékoz­tatást adni.

A kettős­csillagok fő paramétereinek (pozíci­ószög és távolság, vagy szepa­ráció) mérésére az elmúlt időben több módszer alakult ki. A legelter­jedtebb a mikro­méteres mérés, amikor a távcsőre szerelt okulár­mikro­méter alap­szálának és a rá merőleges rögzített szálának metszés­pontját az egyik kompo­nensre, míg az alap­szálnak és egy harmadik, csavar­orsóval mozgatható szálának metszés­pontját a másik kompo­nensre állítva, a csavar­orsó skáláján leolvas­ható a kompo­nensek távolsága. A skála kalib­rálásával könnyen kiszámít­ható a távolság ívmásod­percben kife­jezett értéke. A pozíci­ószög méréséhez a mikro­méter szála­kat tartó része elfor­gatható valamilyen finom­mozgatást biztosító áttétellel, az elfor­dítás mértéke pedig skálán leolvas­ható. Ezek a műszerek a finom­mechanika remek­művei. Használa­tukhoz igen stabil felépítésű távcső, pontosan járó óragép, és persze rezze­néstelen nyugodt­ságú légkör szükséges. Amatőr célú alkal­mazásukat mindezek a feltételek korlátozzák.

Amatőr körökben elterjedtebb a mérőokulár használata, ahol egy szál­lemezbe mart skála segít­ségével állapítható meg a szükséges két érték. Ezek használata, beszerzése könnyebb, de kevésbé pontos mérést tesznek lehetővé. Természe­tesen ezekkel a műszerekkel esetenként több mérést végezve, az eredmények feldol­gozásával a pontosság javítható, illetve a mérési eredmény szórása számítható.

Ezeknek a módszereknek további hátránya, hogy a mérés teljes egészében az ég alatt történik, a precíz beállít­gatások erősen igénybe veszik a szemet, a türelmet.

A CCD-technika terjedése új távlatokat nyitott ezen a területen. Az ég alatt elég egy sorozat­felvétel elkészítése az adott kettősről, az időigényes "mérési-számolási" tenni­valók már kényelmesen, szobai körül­mények között végez­hetők el. Ez azért sem elhanya­golható szempont, mert hazai viszonyaink között igen kevés a derült esték száma, amit érdemes minél hatéko­nyabban kihasználni.

E módszer klasszikusnak nevezhető módja az asztro­metriai mérés. Ilyen esetben a képen a kettősön kívül kell lenni olyan csilla­goknak (minimum 3-nak) melyek koordinátái nagy pontos­sággal ismertek. Egyes csilla­gászati képfel­dol­gozó programok (pl. CCDMaster) alkalmasak arra, hogy ismert koordi­nátájú csillagok segít­ségével a kettős komponen­seinek koordi­nátáit kiszámolják. Persze előbb csillag­keresést kell a képen végezni, ennek során a program a beállított para­méte­reknek megfelelő "csillagok" centroidjait ezred­pixel pontos­sággal megha­tározza. Már csak egy egyszerű transz­formáció van hátra, hogy a kettős igényelt adatait (PA és S) megkapjuk. Ennyi általános jellegű bevezető után a saját dolgaimra térnék.

Korábbi vizuális kettős­csillag-észleléseim összeg­zéseként be kellett látnom, hogy a módszer mind pontos­ság, mind objek­tivitás terén hagy kívánni­valókat maga után. Mindkét téren előre kell lépni. Eszköz terén könnyű volt "választani", mivel csak CCD-kamera állt rendel­kezésemre, amit a 355 mm-es Newton-távcsővel tudok használni. A módszerrel is voltak gondok: az asztro­metriai mérést el kellett vetnem, mert az Amakam kamera képmérete igen kicsi. A pontos méréshez hosszú eredő fókusz kell. Fókusz­nyúj­táshoz fotós konver­tereket használok, 3200 mm (2002-ben pedig 3400 mm) eredő fókusszal. Ez elegendő felbontást (0,647"/pixel illetve 0,602"/pixel) ad, viszont a kis chipméret miatt csekély a képméret (4,3' illetve 4' képátló). Ekkora képme­zőben csak néha van a mérendő kettősön kívül csillag. Sajátos módszert kellett kita­lálnom, felvál­lalva annak nehézségeit is, bár maga a módszer egyszerű. A képen a kompo­nensek x és y koordi­nátáit kimérve (CCDMaster csillag­keresés), abból kell transz­formáci­óval a kívánt PA és S értékeket megha­tározni.

A méréshez kindulási értékként szükség van a képskála ("/pixel) érték nagyon pontos ismeretére. Ez az eredő fókusztól és pixelek méretéből számol­ható lenne, de biztosabb, ha ismert távolságú kettősök méréséből számítjuk vissza. Ennek az értéknek a pontossága a mért kettős szepa­rációját befo­lyásolja. A másik érték a kamera (illetve a chip) tájolása, az x és y irányok eltérése az égi főirányoktól. A tájolási érték pontossága a mért kettős PA-értékénel jelent­kezik. Esetemben ennek a két értéknek a megha­tározása nem volt könnyű. Az általam (illetve a szakma által) elvárt mérési pontosság (0,1^o PA-ban, illetve 0,1" S-ban) miatt nagyon körül­tekintően kell eljárni.

A képskála megál­la­pításához "fix" párokat kellett keresni, ahol a paraméterek változása évszázados skálán nézve jelen­téktelen. Elsősorban a Tycho-programban (1991-ben) is szereplő kettősök közül válogattam, ráadásul az igen laza kate­góriából, hogy az egyébként "jelen­téktelennek" számító eltérések hatása minél kisebb legyen. Több kettősről, sok mérési sorozat kiér­tékelése adott elfogad­ható pontosságú végered­ményt, tehát a képskála értéke megvan.

A kamera tájolása egészen más megközelítést igényel. Egyszerű esetben a kamera elforga­tásával beál­lítható a megfelelő pozíció. Azonban a defor­mációra hajlamos szerelés, a kissé rugalmas tükör­befogás miatt a távcső különféle égi helyzetekre állítása miatt a deformációk kis mértékű (de ez a kis mérték már mérésnél nem elhanya­golható) képmező forgást ered­ményeznek. Nem is szólva arról, hogy a kamera leszerelése, vissza­szerelése után az előző kamera­pozíciót csak elméletileg lehet újra biztosítani. Kevésbé lényeges, hogy a kamera főirányai egybe­essenek az égi főirányokkal (ideális eset), fontosabb az eltérés mértékének ismerete, ami ugye az észlelés folyamán is kismér­tékben változhat. Az irány­eltérés megál­la­pítására kezdetben igen egyszerű módszert alkalmaztam. Egy megfelelő fényes­ségű csillagot álló óragéppel "keresz­tülsétál­tattam" a képen. Példaként bemutatok egy viszonylag jónak számító felvételt. A képen jól látszik, hogy a szcin­tilláció miatt apró hullámok rakódnak a vonalra, valamint a csík diffúzsága jelzi, hogy a közepes seeing miatt a csillag képe nem pontszerű, hanem elmosódott.

Hagyományos csík	Kettős csík

A keletkező "csík" két végpontja "kimérhető" volt, igaz, csak kb. félpixeles pontossággal. Egymás után több "csík" felvételével, majd kiér­téke­lésével az eltérést ki tudtam számolni. Egy éjszaka során többször kellett "csíkokat" felvenni, részben azért, mert az idő múlásával a távcső helyzete jelentősen megvál­tozott, részben azért, mert más égte­rületre való átállás is újabb kalib­rálást igényelt. Ennek megfelelően egy-egy éjszaka során, gyakran kellett az eltérési korrekció értékét módosítani a kettősök kimérésekor. A "csíkok" végpont­jainak közép­vonalát csak kisebb pontossággal lehetett meghatározni, mint a csillagok koordinátáit, ezért hasznosnak bizonyult egy baráti beszélgetés (Ladányi Tamással és Lázár Józseffel) a módszer módosítására. Az újítás lényege, hogy egy (vagy több) csillagról olyan felvételt kell készíteni, hogy a képmező egyik részén megfelelő idejű integrációt követően az óragépes követés néhány másod­perces (dekli­nációtól függően 5--15 s) megsza­kítása után (mialatt a csillag a képmező másik részére kerül) újabb néhány másod­perces integráció következik. Így kettőzött képet rögzítek, ezért a csillagok pozíciójának megha­tározása pontosabb.

A végső verzió annyit változott, hogy ezek a módosított felvételeket egyébként is célpontul kiszemelt kettősökről készülnek, így a képek kettős­mérésre is és pozíci­óeltérés mérésére is alkalmasak. Sajnos a (vala­mennyire mindig lengedező-fújó) szél időnként megne­hezíti egy-egy jóminőségű csík­sorozat felvételét, de a kettős­képek készítésekor is fennáll ez a zavaró hatás. Egy ilyen képet is bemutatok, ez egy laza hármas­rendszerről készült. Mivel az óragép kikap­csolt állapotában "elmozdult" csillago(ka)t mindig vissza kell hozni, én ezt a vissza irányt (dupla óragép sebesség, de ellenkező irányban) is kihasználom "csík­húzásra". Eleinte fenn­tartásaim voltak a módszerrel kapcso­latban, mivel kikapcsolt óragépnél valójában a kamerának az égi RA iránytól való eltérése mérhető, amíg ellenkező iránynál a távcső RA tengelyétől való eltérés mérhető. De megfelelő pólusra állás esetén (sok-sok méréssel kontrol­lálva) ez egy és ugyanaz. Időnként azért ellenőr­zésként külön mérem ki a két irányban felvett csíkokat, de az eltérés néhány századfok szokott lenni, jóval alatta a mérési pontos­ságra jellemző szórás értékének.

Ezzel a kalibrálási lehetőségek megvoltak, jöhetett az érdemi munka. Azonban segítségre volt szükség a kiér­téke­léshez. A képekről a kompo­nensek koqrdinátáit ki tudtam nyerni, de a transz­formáció (a korrekciós értékek figye­lembe­vételével), valamint az átlagolás, szórás­számítás még hátra volt. Ebben Vaskúti György segített. Menet közben valós mérésekkel tesztelve, finomít­gatva elkészített egy könnyen kezelhető program­csomagot, így teljes energiával csak a képek gyűjtésére, kimérésére koncent­rálhattam.

Milyen kettősök mérésére alkalmas egy ilyen rendszer? Alapvetően a felbontás az egyik korlát. Ekkora pixel­méretekkel nem lehet érdemi mérést végezni a szoros, igen szoros kategóriába tartozó kettősök terén. Egyrészt a kiér­téke­léskor nem különülnek el kellő mértékben a kompo­nensek, másrészt a mérések pontossága, illetve szórása túl nagy lesz. Végül a légkör nyugodt­sága is korlátoz, hiszen az integráció során össze­mosódott kompo­nenseket szintén nem lehet el­különül­ten mérni. A 355 mm-es átmérő a nyújtott fókusszal még érzékenyebb a nyugodt­ságra. CCD-vel a legfényesebb kettősöknél néhány ms integráció szükséges, míg a halványab­bakra (12^m--14^m) 20--30 s is szükséges lehet. Egészen más a seeing fogalma a kamerával, mint vizuális észleléskor. Szemmel az 50 ms-nál gyorsabb légköri eredetű torzulások össze­mosódnak, elkenődnek, ilyenkor esetleg csak a felfújt csillag­képeken látni a nyugodtság gyenge voltát. Ami szemmel nézve "kiátla­golódik", az gyors felvéte­leken össze-vissza torzuló-deformálódó csillag­képet eredményez. (l. a Meteor 2001/7--8. számában megjelent irásomat és a képsort). Ezek kimérésre alkal­matlanok. A másik végzet a lassan hullámzó seeing. Ezt szemmel úgy látjuk, hogy a kép, vagy egyes részletei ki-kiélesednek, finom részle­teket felfedve. Ilyen esetben viszont a hosszabb integrációjú CCD-felvétel össze fogja mosni a képet. Ez sem szerencsés helyzet, de a kiátlagoló hatása miatt mérhetőek a képek. Igaz az integrációs időt növelni kell, hogy a szétkent csillagok képe kiemel­kedjen a háttérből, továbbá számítani lehet kiér­téke­léskor a gyengébb eredményre, a para­méterek magasabb szórására.

TDT 598

Saját észlelőhelyem tapasz­talata alapján CCD-s szemmel csak átlagosnak nevezhető a seeingem. Gyakran még gyengébb, igen ritkán pedig kissé jobb. Egy kiemelkedően jó nyugodtságú időszak (kb. fél óra) eredménye a mel­lékelt TDT 598 jelű kettős "begyűjtése". A tagok hal­ványak (11,65^més 11,84^m), a mért adatok PA=212,1°, S= 2,1".

Jellemzőbb az az állapot, amikor a csilagok 5"-6"-es diffúz foltok, de előfordul, hogy elérik a 15"-20"-et is. Persze ilyenkor mérésről szó sem lehet. Mivel az észle­lőhelyem adott, ezt kell használni, és kihasz­nálni. Maradnak az 5"-nél, de még inkább a 10"-nél lazább párok, többes rend­szerek. Szeren­csére van belőlük bőven, ráadásul a szakma szempont­jából nem tartoznak a legfon­tosabbak közé, így legtöbb esetben csak néhány mérés (gyakran csak a kata­logi­zált) van róluk. Amatőrök számára ez olyan terület, ahol hiány­pótló munka végzésére van lehetőség.

Milyen pontosságot lehet ilyen körülmények között elérni? Nagyon foglal­kozta­tott ez a kérdés, amire persze csak sok kép kiértékelése után lehetett választ adni. 2001-ben összesen mintegy 3500 felvételt értékeltem ki, ami 479 mérési sornak felelt meg. A pontos­ságnál a továbbiakban csak a szeparációt veszem figyelembe, mert ezzel könnyebb viszo­nyítani. Ugyanis PA esetében a pontosság (fokban kife­jezett értéke) szepa­rációfüggő. A szeparáció szórás átlaga, vala­mennyi mérés figye­lembe­vételével 0,14", vagyis negyed pixelnyi. Sok esetben végeztem ismételt méréseket egy-egy párról, ezek össze­hason­lítása legtöbb­ször igen jól egyezett (0,02"-0,04"), csak nagy ritkán haladta meg az eltérés a 0,1"-et. Ilyen esetben a szórás­mezők fedték egymást, a mérési módszer nem szenvedett csorbát, de az ered­mények jelezték, hogy nagyon gyenge felvéte­leket használtam fel. Gondot okoz viszont, hogy alig tudom az ered­ményeimet ellen­őrizni. A legfőbb felhasz­nálható adatbázis a WDS, de ebben csak egészfok és tized ívmásod­perc pontos­sággal szerepelnek a kettősök, ami már nem egészen megfe­lelő pontosság az össze­hason­lításhoz. A Tycho katalógus sok kettősről tartalmaz pontosabb mérést az 1991-es évre. Viszont ezek zöme a számomra elér­hetet­lenül szoros kategóriába esik. Szeren­csére azért van néhány 5"-nél lazább párról is Tycho-mérés. Így ezek közül az éppen célpontul kijelölt égte­rületen néhányat mindig "leva­dászok". Fix pároknál a WDS-beli, esetleg évszázados, vagy még régebbi mérés egyezik a Tycho mérésével (eltekintve a WDS leközlési pontos­ságától). Ilyenkor ha az én mérésem is egyezik a Tychoéval, akkor nyugodt vagyok, nem rontottam el semmit. Vannak párok, melyek egyik, vagy mindkét kompo­nense figye­lemre­méltó saját­mozgású. Ilyenkor a Tycho eredménye és a WDS legrégebbi mérése jelen­tősen eltér. Számomra ezek izgalmasak, mert van esély, hogy a Tycho-mérés óta eltelt időben történt saját­mozgás detek­tálható. Valóban detek­tálható, néhány esettől eltekintve igen jól illesz­kednek a mérések. A néhány eset oka kérdéses, de mivel a mérési módsze­remnek van egy gyenge pontja (vagy még több is?), megpróbálom azzal magyarázni. A gyenge pont pedig az, hogy nem veszem figyelembe, hogy az eltérő színkép­típusú kompo­nensekre a légköri refrakció eltérő mértékű. Ez főleg alacsony égi helyzetben okoz szisz­tema­tikus mérési hibát. Ez a hiba extrém esetben ívmásod­perc nagyság­rendű is lehet, vagyis nem elhanya­golható. Sajnos a fő célként kiválasz­tott kettős­kompo­nensek zöméről nincs színképi adat, így nincs is mit figyelembe venni. A probléma áthida­lása miatt igyekszem nagyobb horizont feletti magas­ságban levő kettősöket kiválasz­tani, így a hiba mértéke csökkenthető.

Kezdetben vaktában dolgoztam. Egy-egy szimpatikus égterület összes elérhető kettősét letér­képezve sorra jártam őket, kettősönként 6-8-10 képet készítve. Kell persze szelekció is. Egyrészt az ég alatt, lehetőség szerint csak a legjobb képeket elmentve, másrészt kiértékelés közben, ha az átlagtól nagyon eltérő értékek jöttek ki, úgy a kérdéses képe(ke)t nem használtam fel. Utólag vissza­nézve a jegyzeteimet, arra a megál­la­pításra jutottam, hogy ha össze­hasonlítom az összes kép felhasz­nálásával nyert végered­ményt egy erősen szelektált sorozatból nyert eredménnyel, úgy a PA és S értékekben csak kismér­tékű változás történik, viszont az értékek szórása (néha csak kissé, néha pedig látványosan) javul. Így végül egy középút mellett döntöttem. Növeltem a felvett képek számát (10-15, néha 20 képre), a váloga­tásnál pedig mérték­tartó módon csak a nagyon szélsőséges értékeket ered­ményező képeket hagytam ki. Így szintén javul a végered­mény szórása (ha nem túl rossz a seeing) de kevésbé tűnik mester­kéltnek a végeredmény.

Az utóbbi időben, miután rendelkezésemre áll az USNO "kivánság­listája" (azon kettősöket tartal­mazza, amelyeket a felfede­zésük óta, vagy a legutóbi húsz évben nem mértek), fő célként ezek gyűjtöge­tését tűztem ki, persze szintén útba ejtve a környék Tycho-kettőseit, a folyamatos kontroll bizto­sítása miatt. Természe­tesen vannak kedvenceim is, melyeket az adott égte­rületen szintén távcsővégre kapok. Az arra alkalmas párokat pedig kettős­csíkként is megláto­gatom, éjsza­kánként, illetve égte­rületen­ként minimum egy sorozat erejéig. Ez a szám növek­szik, ha a távcső-kamera együttes helyzete megvál­tozha­tott. Pl. kamera le-felsze­relés, vagy hosszabb kényszer­szünet után mindig komo­lyabban pontosítom a pozíció eltérést.

Egy dolog maradt még: a fényes­ség­különbség. Amennyiben a kompo­nensek fényes­sége jelentősen eltér (>3^m), nehéz jól kiér­tékel­hető képeket készíteni. Egyrészt vigyázni kell, hogy a fényesebb komponens ne vigye telítésbe az érintett pixeleket, másrészt a halványabb komponens is elég inten­zitással képeződjön le. Szoros kettősöknél ez még nagyobb korlát, mert bár szemmel esetleg lehet látni a halvány komponenst a főcsillag "fénykörében", azonban a kimérő program nem képes külön­választani őket.

Nyomtatásban megjelent: Meteor 2002/7-8