Об астрономии и жизни

Телескоп Шмидт-1 в Бюракане
artomn
1-м телескоп системы Шмидта (АЗТ-10) Бюраканской обсерватории (Армения) - один из самых крупных телескопов с этой оптической схемой в мире (в частности, крупнейший в СНГ и второй по диаметру в Европе). Телескоп установлен в обсерватории в 1960 году, в 1990-х и 2000-х годах не работал. В настоящее время усилиями сотрудников Бюраканской обсерватории и их коллег из САО система управления телескопом реконструирована и компьютеризирована, он оснащён ПЗС-камерой с наборами самых разных фотометрических фильтров и снова участвует в регулярных астрономических наблюдениях.

Телескоп известен, в частности, спектральными исследованиями галактик, которые провёл Б.Е. Маркарян. Он обратил внимание на галактики с избытком ультрафиолета в спектре. Объекты такого типа теперь называют "галактики Маркаряна".

Фотометрические системы в астрономии
artomn
Используемое в астрономии фотометрическое оборудование (наблюдательный пункт + телескоп + приёмник излучения) отличается по своим базовым характеристикам – квантовой эффективности, чувствительности в разных спектральных диапазонах и т.д. Для того чтобы стандартизировать получаемые данные, разработаны различные фотометрические системы. На практике это выглядит как использование специализированных фильтров, пропускающих излучение со строго определёнными длинами волн, а также приёмников, способных регистрировать это излучение. Наблюдения внутри различных фотометрических систем можно сравнить со спектроскопией сверхнизкого разрешения.

Естественным следствием «фильтрованных» наблюдений является то, что на приёмник излучения попадет меньше света (что вынуждает нас использовать более длинные выдержки и тратить в среднем больше времени, чтобы накопить тот же самый сигнал), но при этом научная ценность полученных данных, как правило, резко увеличивается.

Фотометрические фильтры – недешёвое удовольствие. Так, один небольшой (диаметром 1.25 дюйма) фильтр из системы UBVRcIc сейчас стоит порядка 150 евро (≈ 10 т.р.). Стоит добавить, что в разы более дешёвые цветные фильтры RGB, которые используются для цветной астрофотографии, как правило, не подходят для проведения наукоёмких наблюдений, т.к. данные, полученные с ними, зачастую сложно или даже невозможно привести к какой-либо стандартной фотометрической системе. Опубликованная информация о блеске звёзд относится именно к стандартным системам, что позволяет сравнивать результаты, полученные в разных обсерваториях, разными исследователями и в разное время.

В зависимости от поставленных задач разрабатываются самые разные фотометрические системы, некоторые из которых мы рассмотрим подробнее. Кроме стандартных, широко используемых в практике систем, создаются и узкоспециализированные (в частности, набор так называемых «кометных» фильтров, направленных на изучение отдельных эмиссий в кометных комах). Нередко свои собственные фотометрические системы имеют отдельные крупные телескопы (в частности, космический телескоп им. Хаббла или астрометрическая космическая обсерватория «Gaia»).

Используемые в астрономии фильтры можно подразделить на три базовых категории по FWHM (ширина пропускания фильтра [в нм или ангстремах] на половине высоты профиля пропускания относительно максимума).

  • Широкополосные (FWHM шире ≈300 нм). Самые известные и используемые системы здесь – Джонсон-Кузинсовская UBVRcIc, а также Слоановская u'g'r'i'z'.

  • Среднеполосные (FWHM ≈10-30 нм).

  • Узкополосные (FWHM уже ≈10 нм). Сюда относятся, например, многие «кометные» фильтры, созданные в период появления кометы 1P/Галлея в 1986 году, а также при подготовке к наблюдениям кометы C/1995 O1 (Хейла-Боппа).

Некоторые типы астрономических наблюдений позволяют астрономам обходиться и без фильтров без потери эффективности. Например, это поисковые работы: поиск новых астероидов, переменных звёзд. Здесь важно добиться максимального проницания, увидеть максимально слабые объекты для астероидов и достоверно зафиксировать даже небольшие амплитуды изменения яркости для переменных звёзд. Дальнейшие более глубокие исследования обнаруженных объектов можно проводить уже с использованием фильтров. Без использовании фильтров можно эффективно определять периоды изменения блеска переменных звёзд и периоды вращения астероидов вокруг своей оси, а также наблюдать покрытия звёзд астероидами.

Популярные фотометрические системы, используемые в астрономии (по Bessel, 2005).
Bessel2005ARAA43p293_Systems.gif

Отношение сигнал/шум (SNR) и относительная точность фотометрии
artomn
Любые «сырые» ПЗС-изображения астрономических объектов помимо полезного сигнала содержат множество шумов, природа которых различна (о шумах будет повод поговорить попозже). Отношение сигнала к шуму (SNR, S/N или С/Ш) – это безразмерная величина, которая показывает, насколько величина полезного сигнала для того или иного астрономического объекта на ПЗС-изображении отличается от сигнала шума, т.е. насколько больше «отсчётов» записано на ПЗС-изображении для исследуемого объекта в сравнении с количеством «отсчётов» для шумов разного происхождения.

Чем больше сигнала для объекта на фоне относительно небольшого количества шумов вы смогли собрать, тем точнее будет ваша фотометрия. Большинство фотометрических программ (например, MaximDL, APT) умеют определять отношение сигнала к шуму, а также оценивают относительную точность фотометрии, которую вы можете самостоятельно оценить по формуле:
2018-02-06_13-09-39.png
где σmag – погрешность фотометрии в звёздных величинах на уровне одного стандартного отклонения. Эту же погрешность можно быстро оценить в уме по приблизительной формуле:
2018-02-06_13-09-39.png
Давайте разберёмся со смыслом рассчитанного значения. Если у вас есть серия ПЗС-снимков, полученных в однородных атмосферных условиях под ясным небом, то объект с определённым SNR будет давать именно такой разброс в вычисленном относительном блеске на уровне одного стандартного отклонения (1σ). Но, даже если у нас есть единственный снимок, мы также сможем оценить относительную точность по этому соотношению. Таким образом, когда переменность объекта интереса заметно больше рассчитанного значения, мы должны её зафиксировать.

Из вышесказанного следует, что при проведении наукоёмких астрономических наблюдений мы должны стараться довести SNR до как можно более высоких значений (при этом, однако, не допуская пересвета исследуемого объекта). Для этого мы должны снимать с максимально допустимой экспозицией: увеличение экспозиции единичных кадров, как правило, работает лучше, чем сложение кадров с меньшими её значениями при сохранении суммарной экспозиции на том же уровне. Для движущихся объектов (таких как астероиды и кометы) желательно использовать не сидерическую (звёздную), а объектную скорость ведения монтировки телескопа, чтобы скомпенсировать его движение на фоне далёких звёзд. Это не только позволит увеличить SNR для движущегося объекта, но и избежать его потенциального смазывания. В этом случае, однако, в большей или меньшей степени смазанными окажутся звёзды. Не следует допускать их размазывания в слишком длинные треки, но с анализом яркости относительно небольших полосок многие фотометрические программы прекрасно справляются.

Следует также помнить, что значительно уменьшают собранный сигнал при прочих равных использование фильтров, даже широкополосных. В фотометрической системе UBVRI особенно резко это заметно для фильтров U и B, в меньшей степени – для V, ещё в меньшей – для R и I (но даже на последних сигнала значительно меньше, чем при работе без фильтров). Во многих случаях отказаться от использования фильтров невозможно, поэтому необходимо учитывать их особенности при планировании наблюдений.



Оценка SNR для звезды в программе MaximDL

Фотовести из Симеиза
artomn
О работе в Симеизской обсерватории, пока что только в картинках.

Под куполом телескопа:
https://fotki.yandex.ru/next/users/severastro/album/227846/view/964659

Ясное небо в Симеизской обсерватории:

185P/Petriew --- наблюдаем в новом появлении
artomn

В начале этого года вновь, в 4-й раз с момента открытия, возвращается к перигелию 185P/Petriew. Она была открыта канадским любителем астрономии Вэнсом Петрью в 2001 году, во время визуальных наблюдений Крабовидной туманности на слёте любителей астрономии. Весь период визуальной видимости (ярче 13m – с начала 2018 года до середины марта) 185P будет расположена на вечернем небе при элонгации 40-50°, имея относительно неплохие условия наблюдений. Максимальной яркости (~11m) 185P достигнет в конце января – начале февраля, двигаясь по созвездиям Козерога, Рыб и Кита. Для визуальных наблюдений кометы нужно довольно тёмное небо и телескопы с диаметрами от 15-20 см.

***

В прошлом появлении я наблюдал эту комету визуально во время экспедиции на Северный Кавказ с использованием 36-см телескопа системы Ньютона на монтировке Добсона. Тогда я смог сделать несколько визуальных оценок блеска для 185P, которая выглядела сильно дифузным и относительно крупным объектом с блеском несколько слабее 12-й величины. Именно в период той экспедиции, в сентябре 2012 года, погода на Кавказе была очень ясной. Почти каждая ночь приносила новые наблюдательные впечатления, и именно в период этой экспедиции была открыта комета C/2012 S1 (ISON).

В этом появлении я сделал две ПЗС-оценки блеска для кометы 185P по снимкам Геннадия Борисова, полученным 6 и 9 января 2018 года (см. ниже). На снимках видна диффузная, хотя и заметно сконденсированная (DC=3-4) комета с диаметром комы порядка 2' и интегральным блеском немногим слабее 13m (Cr'). Примерно в то же время Алан Хейл оценил блеск кометы визуально на полторы звёздных величины ярче (нетипично большое несоответствие между его оценкой и моей; не буду торопиться давать этому интерпретацию).

В появлении этого года комета и не слабее, чем в прошлый раз. Но я, вероятно, так и не смогу увидеть её визуально, хотя, конечно, буду пытаться в первых днях февраля, если позволит карельская погода со своим традиционным 20-см ньютоном.


Ксенон в атмосфере Земли
artomn

Благородные газы – одни из основных индикаторов, используемых для получения данных о ранней эволюции Солнечной системы, т.к. они практически не вступают в химические превращения даже на огромных интервалах времени. Ксенон (Xe) – самый тяжёлый из них и, возможно, самый важный, поскольку имеет 8 стабильных изотопов, образующихся в ходе различных астрофизических процессов. Каждый из изотопов дополняет информацию о наших космических истоках.
Слева: соотношение изотопов ксенона, обнаруженных в веществе кометы 67P/C-G по сравнению с его соотношением в других регионах Солнечной системы (в т.ч. в земной атмосфере). Данные нормированы по отношению к содержанию ксенона в солнечном ветре.

Справа: учёные считают, что ксеноновый состав ранней атмосферы Земли (т.н. U-ксенон) можно объяснить столкновениями молодой Земли с астероидами и кометами (вклад комет – 22%). Модель также помогает объяснить избыток изотопа 129Xe, наблюдающийся в атмосфере Земли.


С помощью масс-спектрометра на борту аппарата миссии «Розетта» в коме кометы 67P/Churyumov-Gerasimenko было обнаружено несколько стабильных изотопов ксенона (а также некоторые количества криптона, а ранее – аргона), что впервые позволило установить несомненную количественную взаимосвязь между кометами и эволюцией земной атмосферы и помочь разрешению так называемого «ксенонового парадокса». Суть парадокса в том, что в ранней атмосфере Земли было относительно низкое содержание тяжёлых изотопов ксенона по отношению к другим известным регионам Солнечной системы, что указывает на его особое происхождение. (В настоящее время из-за более быстрого убегания лёгких изотопов ксенона из атмосферы ситуация обратная – в ней преобладают тяжёлые изотопы этого благородного газа). Смесь изотопов ксенона, обнаруженная в кометной коме, напоминает ту, которая, как считается, существовала в ранней атмосфере Земли (т.н. U-ксенон). В то же время, она отличается от того, что мы видим для метеоритов, солнечного ветра и др. Эти измерения говорят о том, что примерно 22 ± 5% земного ксенона могло быть привнесено в атмосферу нашей планеты кометами (в то время как остальной газ был доставлен астероидами). Различия в составе изотопов ксенона объясняются тем, что кометы формировались в условиях, отличных от тех, в которых формировались Солнце и планеты. Помимо того, полученные результаты являются ещё одним подтверждением идеи о значительной химической неоднородности туманности, в которой рождалась Солнечная система.

Вопрос о появлении ксенона и эволюции его содержания в земной атмосфере связан с вопросом о появлении воды на поверхности Земли. В этом случае, по-видимому, кометы сыграли не столь большую роль, т.к. отношение тяжёлого изотопа водорода дейтерия к «нормальному» протию в веществе кометы 67P отличается от аналогичного земного. Более вероятными кандидатами тут считаются астероиды – члены популяции углистых хондритов с большим содержанием воды. Кометы же, вместе с ксеноном и некоторым количеством воды, могли принести вещества, сыгравшие определённое значение в появлении жизни (например, фосфор или аминокислота глицин, также обнаруженные в составе ядра 67P/C-G).

Авторы исследования: B. Marty et al., 2017
Опубликовано в: Science (2017). Vol. 356, Issue 6342, pp. 1069-1072.

Ссылки:
http://sci.esa.int/rosetta/59177-rosetta-finds-comet-connection-to-earth-s-atmosphere/
http://www.skyandtelescope.com/astronomy-blogs/astronomy-space-david-dickinson/rosetta-finds-clues-to-xenon-paradox/
http://science.sciencemag.org/content/356/6342/1069


Комета C/2015 V2 (Johnson) ярчает неспеша
artomn

Карелия всецело захвачена осенью. Многие деревья уже опали, оставшись скелетами, но другие - парят жёлтыми парусами на фоне тёмно-зелёных сосново-еловых крон. Теперь особенно выделяются пятна берёзовые.

Ночи сентября, октября и апреля - самые лучшие для проведения астрономических наблюдений у нас. Причин тому несколько. Во-первых, ещё достаточно тепло (в сентябре - температуры практически всегда плюсовые, в октябре и апреле - около ноля). Во-вторых, ещё или уже нет снега, благодаря чему небо в пригороде Петрозаводска более тёмное (поскольку нет снега, который сильно рассеивает паразитную засветку).

В такой замечательный период удалось провести две наблюдательных ночи - с 30 сентября на 1 октября и со 2 на 3 октября. Наблюдал в Кончезере, используя фотоаппарат Nikon D5200 и 20-см телескоп системы Ньютона. Согласно новой карте засветки, Кончезеро расположено в зелёной зоне, и SQM-L в зените в первую ночь крутилось около 21.1, во вторую - на уровне 21.0...21.05 (что ближе к лучшим значениям для данного наблюдательного пункта, что нередко бывает в данное время года). В обе ночи с вечера были некоторые облака (особенно сильные в первую), что не позволило уделить полноценное внимание вечерним кометам. Во вторую ночь к утру поднялся мощный промозглый туман. Сильно не досаждая, иногда ворчливо дымились печки, и несмело вспыхивали сполохи полярных сияний (которые наблюдениям также не помешали). Кстати, именно утром 3 октября температура воздуха опустилась до -2 градусов (и это была моя первая наблюдательная ночь при морозе в текущем сезоне).


Золотая осень на Кончезерском тракте (3 октября 2016 года)

Наблюдал много и продуктивно, но пока что расскажу лишь о результатах, касающихся одного объекта - кометы C/2015 V2 (Johnson). Сейчас эта хвостатая гостья постепенно ярчает, приближаясь к Солнцу и к Земле, и мы ожидаем, что в конце наблюдательного сезона (где-нибудь в апреле следующего года) она станет несложным для наблюдений бинокулярным объектом. По всей видимости, даже в мае, когда ночи станут уже совсем светлыми, эту комету можно будет продолжать наблюдать (с использованием фотоаппарата - даже эффективно!), в том числе и в конце мая, когда, по сути, всё будет ограничиваться сумерками гражданскими. Поэтому именно C/2015 V2 - одна из долгожданных комет сезона, за которой хочется внимательно следить.

Поскольку некоторые наблюдатели уже сообщили о визуальной видимости этой кометы, я вновь попробовал это сделать под утро 1 октября с 20-см ньютоном. Комета располагалась в приятном месте в созвездии Большой Медведицы (кстати, одно из моих любиых созвездий), всего в 8 минутах дуги от галактики NGC 3583 (11.2m). Галактика сразу же была видна даже на маленьком увеличении (31х). Умеренно сконденсированное туманное пятно без звездообразной конденсации. Визуально видна только слегка вытянутая (1.1'x0.9') центральная часть галактики, намного более слабая внешняя часть просматривается на моём DSLR-снимке (10x30 с, 300 мм; 2.3'x1.9'). Соседняя далёкая спиральная звёздная система NGC 3577 (13.8m) также видна на снимке, но визуально, увы, не просматривалась. Как и, к сожалению, комета (слабее 13.0m).

На снимках (5 минут суммарной выдержки, фокусное расстояние 300-мм), однако, комета видна неплохо, и в две разных ночи её внешний вид несколько отличен друг от друга. В первую ночь - это значительно сконденсированный (DC ~ 5-6) и маленький (чуть меньше 0.5') объект с едва видимым коротким хвостиком и блеском 14.0m. Во вторую - более крупное (0.7'), диффузное (DC ~ 4) и яркое (13.6m) пятнышко, да и хвостик чуть длиннее. Вряд ли эти отличия реальны, скорее они вызваны совокупностью случайностей при работе с довольно слабым объектом (который, всё же, на полторы-две звёздных величины ярче предела суммарных снимков).

Таким образом, комета ярчает неспеша (моя оценка от 5 сентября свидетельствовала о блеске 14.2...14.3). Весьма вероятно, что в этой лунации я так и не смогу увидеть её визуально, и придётся отложить это дело до следующего безлунного периода. Где-нибудь в середине месяца я снова попробую, и снова отсниму её с использованием фотоаппарата.

Конечно, комета всё глубже входит во внутренние области Солнечной системы. При этом, однако, она всё ещё далеко (расстояние от Солнца r = 3.5 а.е. на начало октября). Это значит, что газовых эмиссий (которые, в частности, определяют зелёный цвет ком близких комет и делают видимыми "видимое ничто") у неё ещё может практически не быть. В то же самое время, стабильно увеличивается фазовый угол для этой кометы и будет увеличиваться впредь (с начала сентября до начала октября он увеличился на 3 градуса, а к концу этого месяца - увеличится ещё на три), что оказывает существенное влияние на яркость пылевой комы - при увеличении фазового угла в данном диапазоне яркость пыли падает. Поэтому комета сейчас наращивает свой блеск не так быстро, как хотелось бы. Пройдёт какое-то время, может, для этого ей надо будет приблизиться к Солнцу ещё на одну астрономическую единицу или около того, в коме появится значительное количество эмиссий и, быть может, яркость в какой-то момет будет расти с большей скоростью. Тем не менее, мы помним, что комета динамически новая, поэтому в целом ожидать многого от неё не стоит. Возможно, к середине апреля следующего года она увеличит блеск до 8m, а к середине мая - до 7m (яркость середины мая и будет близка к максимальной для этого объекта).

Теперь о совсем приятном. Условия видимости C/2015 V2 на протяжении всего наблюдательного сезона у нас будут прекрасными. Сейчас она располагается в Большой Медведице, достигая максимальной высоты над горизонтом под утро. К концу месяца она переместится на территорию Волос Вероники, постоянно сближаясь с галактиками области. Так, сближение на градус с М106 (8.3m) произойдёт 31 октября. В ноябре-декабре комету ждут более далёкие сближения с галактиками М94, М63 ("Подсолнечник") и М51 ("Водоворот"). К конце декабря комета окажется в Волопасе и также будет наблюдаться под утро. В это время она, вероятно, уже будет очень хорошо видна в мой 20-см ньютон. В феврале C/2015 V2 окажется в Геркулесе, а в мае - снова в Волопасе, стремительно помчавшись на юг. Апрель станет лучшим месяцем для её наблюдений с территории Карелии, когда она будет яркой и располагаться высоко в небе с самого вечера. По всей видимости, даже в условия светлых навигационных сумерек конца мая комета будет лёгким объектом для DSLR-наблюдений.

Я буду сообщать о своих дальнейших наблюдениях этого объекта на страницах журнала.


Новогоднее полярное сияние!
artomn
Немного новогоднего полярного сияния в пригороде Петрозаводска (Лососинное). Для наших широт - яркое и динамичное, сполохи двигались очень быстро, постоянно возникали и исчезали. Небо в северном направлении словно "дышало".
Время - 04:10 МСК.
Но сияние всё же было не таким сильным, чтобы помешать мне понаслаждаться кометами.

Более крупные фотографии здесь:
https://fotki.yandex.ru/next/users/severastro/album/219852/view/890928
https://fotki.yandex.ru/next/users/severastro/album/219852/view/890929




О хвостах кометы C/2013 US10 (Catalina)
artomn
В интернете опубликованы уже куда более детальные фотографии кометы C/2013 US10 (Catalina), появившейся недавно на утреннем небе. Например, вот тут или тут. Вырезка из второго снимка ниже:


Обратите внимание на хвосты кометы - газовый (слева) и пылевой (справа). Несмотря на столь малую высоту кометы над горизонтом, оба они видны очень хорошо и, следовательно, яркие. Алан Хейл, наблюдавший комету сегодня визуально на светлом небе с 20-см рефлектором, уже сумел увидеть начало более яркого пылевого хвоста.

Всё это, по-видимому, говорит о том, что даже несмотря на то, что C/2013 US10 почти наверняка не достигнет яркости прошлогодней C/2014 Q2 (Lovejoy), она скорее всего будет более эффектным объектом для визуальных наблюдателей, оба хвоста которого, направленных в разные стороны, можно будет зафиксировать при наблюдениях с биноклями и телескопами. Нечего и говорить, что объект будет представлять огромный интерес для астрофотографов.

К слову, Хейл оценил яркость кометы значением 6.1m. Это на полвеличины ярче моей вчерашней оценки, что может означать чуть лучшие перспективы для этой хвостатой странницы.

P.S. Здесь, в Карелии, возможна ясная погода в ближайшие два утра. Если это действительно будет так, я планирую предпринять попытки собственных наблюдений предстоящей яркой кометы.

Комета C/2013 US10 возвращается
artomn

Буквально последние пару дней появились первые наблюдения кометы C/2013 US10 (Catalina) после соединения с Солнцем. Очень интересные снимки были получены наблюдателем Ajay Talwar в обсерватории Devasthal в индийских Гималаях утром 20 и 21 ноября на высоте около 1 градуса над горизонтом. Комета выглядит относительно небольшим, сильно сконденсированным объектом без хвоста.

Снимок от 20 ноября.
Снимок от 21 ноября.

Я попросил у автора исходный файл второго снимка, и он любезно мне его выслал. Я оценил блеск кометы в зелёном канале: m1=6.6, Dia.=3.0'. Кома выглядит очень сконденсированной и относительно небольшой (для кометы такой яркости и с учётом того, что до соединения она была в несколько раз больше; текущий физический размер - чуть превышает 200 тыс. км). Столь малый размер комы и отсутствие хвоста легко объясняется тем, что комета видна в глубоких сумерках (элонгация 20 градусов). Наверняка через несколько дней ситуация поменяется и мы вновь увидим хвост, который был столь впечатляющ пару месяцев назад.

Комета только что прошла перигелий, но продолжает приближаться к нашей планете, благодаря чему становится ярче. Тем не менее, я думаю, что даже в момент максимального блеска в первой декаде января 2016 года её яркость будет в несколько раз ниже прошлогодней январской кометы C/2014 Q2 (Lovejoy) - я ожидаю что-нибудь около 5.5m (тем не менее, можно попробовать увидеть объект без оптических приборов).

Условия видимости кометы у нас будут прекрасные. Впрочем, я уже писал об этом.

P.S. В самое ближайшее время я планирую попытаться добавить C/2013 US10 к своему визуальному списку. Ждём погоды...


?

Log in

No account? Create an account