Fotograficzna detekcja egzoplanet

Fotometryczne krzywe blasku mogą dokumentować tranzyty planet pozasłonecznych. Zapraszamy do lektury instrukcji, jak tego dokonać.

Fotografia planetarna nie musi ograniczać się do naszego Układu Słonecznego. Poszukiwania światów wokół innych słońc w ciągu ostatnich 20 lat doprowadziły do odkrycia kilku tysięcy planet pozasłonecznych. Niektóre z tych "egzoplanet" są stosunkowo łatwe do detekcji fotograficznej nawet za pomocą przeciętnych teleskopów amatorskich.

Tak zwana metoda tranzytu idealnie nadaje się do detekcji egzoplanet w warunkach amatorskich: jeśli jasność gwiazdy, zanim dojdzie do tranzytu jej egzoplanety, jest rejestrowana w sposób ciągły za pomocą kamery podłączonej do teleskopu, analiza danych wykaże na krzywej blasku spadek jasności gwiazdy spowodowany tranzytem egzoplanety przed gwiazdą. Po zakończenu trranzytu jej jasność ponownie wzrasta.

Często dostępny sprzęt do fotografii planet naszego Układu Słonecznego może być również wykorzystany do fotograficznej detekcji egzoplanet. Sprawdzają się tu teleskopy Schmidta-Cassegraina o aperturze od 200mm do 400mm, ponieważ oferują one nie tylko dużą aperturę, ale także są zwykle zamontowane na montażu widłowym, który ma pewną zaletę: obserwacja tranzytu egzoplanety powinna być przeprowadzona przy jak najwyższym położeniu gwiazdy na niebie i trwa zwykle kilka godzin. W przypadku teleskopów na montażu paralaktycznym konieczne jest zazwyczaj "przerzucenie" montażu (meridian flip), co wiąże się z reorientacją teleskopu, ewentualnie reorientacją kamery i ponownym uruchomieniem guidera. To nie tylko zbędna przerwa, ale zwykle skutkuje również brakiem danych z rejestracji kilku minut tranzytu. Teleskopy SC zamocowane na montażu widłowym z klinem paralaktycznym mają tę zaletę, że obserwacja tranzytu przebiega w sposób ciągły, bez przerw.

Apertura użytego teleskopu ma oczywiście wływ na liczbę możliwych do zaobserwowania egzoplanet: klasyczna optyka SC o aperturze 200mm pozwala na detekcję tranzytów znanych egzoplanet w przypadku gwiazd o jasności od 12 do 14 magnitudo. Im większa jest zmiana jasności spowodowana tranzytem planety, tym łatwiejsza jest detekcja. Tranzyty przed słabszymi gwiazdami wymagają większych apertur. Kontrola śledzenia (autoguiding) montażu podczas tranzytu jest niezbędna, by obserwowana gwiazda pozostawała w polu obrazowania chipa kamery CCD podczas całej kilkugodzinnej sesji.

Do obrazowania należy wykorzystać chłodzoną kamerę CCD. Biorąc pod uwagę rozmiar chipa kamery należy się upewnić, że w polu obrazu oprócz gwiazdy z tranzytem można było zarejestrować inne – o zbliżonej jasności – gwiazdy, gdyż będą one później gwiazdami referencyjnymi podczas analizy obrazu.

To, które tranzyty egzoplanet nadają się do obserwacji, zależy nie tylko od wykorzystanego teleskopu, ale również od lokalizacji obserwatora i oczywiście w bardzo dużym stopniu od długości nocy – dlatego długie zimowe noce są bardziej odpowiednie do rejestracji kilkugodzinnego tranzytu niż krótkie noce letnie, gdzie początek lub koniec tranzytu może wypadać w warunkach zmierzchu lub świtu. W wyborze tranzytu pomaga Internet: w prowadzonej przez czeskich astronomów bazie danych tranzytów egzoplanet ("Exoplanet Transit Database") można tworzyć codzienne aktualizowane listy tranzytów znanych egzoplanet na najbliższe dni dla danego miejsca obserwacji. Służy do tego pozycja menu "Transit predictions".

Przy wyborze tranzytu, oprócz jasności gwiazdy, należy wziąć pod uwagę przede wszystkim spodziewany spadek blasku. Dla początkujących idealne są obserwacje tranzytów egzoplanet powodujące spadek jasności o co najmniej 0,02 magnitudo przy jasności gwiazdy do 10 magnitudo. Krótkie czasy tranzytów również ułatwiają obserwacje i szybko prowadzą do widocznych rezultatów i poczucia sukcesu. Przy wyborze tranzytu należy również upewnić się, że zarówno początek jak i koniec zjawiska widoczne będą wysoko nad horyzontem – obserwacja tranzytu w okolicy południka jest zwykle łatwiejsza i bardziej obiecująca niż w pobliżu horyzontu.

Po namierzeniu gwiazdy i ustawieniu jej centralnie w polu obrazowania chipa i uruchomieniu autoguidera, gwiazda egzoplanety może być fotografowana w sposób ciągły, przy czym pomocne jest lekkie rozogniskowanie obrazu gwiazdy (tak, aby jej światło było rozłożone na kilka pikseli) oraz zapewnienie maksymalnego nasycenia obrazu gwiazdy na poziomie około 70–75%, by zmniejszyć wpływ szumów i uniknąć przepalenia pikseli.

Do analizy zabranych danych służą różne rozwiązania programowe, z których wiele powstało pierwotnie do detekcji gwiazd zmiennych i dlatego są one obecnie tak zaawansowane. W dalszej części opisano obróbkę obrazu za pomocą programu "Muniwin".

Najpierw należy wyrównać klatki, aby skompensować brak precyzji śledzenia. Do obróbki fotometrycznej należy zaznaczyć nie tylko macierzystą gwiazdę egzoplanety, ale także gwiazdę porównania o możliwie zbliżonej jasności, oraz jedną lub kilka gwiazd kontrolnych, które także są wykorzystywane przez oprogramowanie do obliczania zmian jasności. Wahania jasności znalezione na klatkach są następnie przedstawiane w formie graficznej jako krzywa blasku.

Po utworzeniu nowego projektu do generacji krzywej blasku, można zaimportować do Muniwin klatki z zarejestrowanej serii. Dodatkowy import flatów i darków umożliwia następnie automatyczną korekcję wszystkich surowych klatek z serii. Po wyborze gwiazdy macierzystej i gwiazd porównania lub kontrolnych można rozpocząć analizę fotometryczną klatek. W rezultacie Muniwin oblicza nie tylko krzywą jasności gwiazdy tranzytowej w odniesieniu do gwiazdy porównania, ale także różnice jasności pomiędzy wszystkimi zaznaczonymi gwiazdami (gwiazdą tranzytową, gwiazdą porównania i gwiazdami kontrolnymi). Ma to tę zaletę, że można bardzo szybko zorientować się w jakości klatek i wybranych gwiazd porównania, ponieważ różnice jasności pomiędzy gwiazdami kontrolnymi powinny dać w rezultacie liniami prostymi (a nie krzywymi), gdyż jasność tych gwiazd powinna pozostać niezmienna podczas rejestracji serii zdjęć.

Klasyczny zapis finalnego obrazu i typowa w astrofotografii regulacja kontrastu i zakresu tonalnego nie są konieczne, ponieważ zasadniczym rezultatem procesu w Muniwin po analizie danych jest, początkowo niepozorny, plik tekstowy z wynikami analizy.

Takie dane analityczne z tranzytu egzoplanety można umieścić na "Exoplanet Transit Database", co pomoże w dokładniejszym obliczeniu okresów orbitalnych obserwowanych egzoplanet. Dodatkowo tworzony jest tam zbiór dokumentacji obserwacyjnych, które pokazują również co można osiągnąć przy użyciu danego sprzętu. Po przesłaniu wyników analizy i sprawdzeniu ich przez astronomów z "Exoplanet Transit Database", tworzą oni grafikę, która w przejrzysty sposób wizualizuje przebieg udokumentowanego tranzytu egzoplanety.

Detekcja planet pozasłonecznych jest z pewnością wciąż niszową dziedziną astronomii amatorskiej – niemniej jednak wielu amatorów posiada już sprzęt niezbędny do detekcji egzoplanet. Jest to również dziedzina astronomii, w której amatorzy wciąż moga wnieść swój wkład w badania – nawet jeśli odkrywanie egzoplanet przez amatorów jest z pewnością trudniejsze, to poprzez obserwacje znanych egzoplanet mogą oni wnosić dane, pozwalające w przyszłości lepiej zrozumieć poszczególne egzoplanety i prognozować tranzyty.

Autor: Ullrich Dittler / Licencja: Oculum-Verlag GmbH