Ostatnimi czasy pogoda nie dopisywała nocnym obserwatorom nieba. Tak więc, aby zaspokoić mój głód, postanowiłem dokonać obserwacji w projekcie MicroObservatory o którym usłyszałem kiedyś na pewnym forum astronomicznym.

Projekt ten pozwala dokonać zdalnej obserwacji przez teleskopy posiadające 6 – calowe lustra. Zamiast okularu, posiadają one kamery CCD (takie jak matryce w aparatach cyfrowych), w których jest skupiane światło docierające z dalekiego Wszechświata.

Aby otrzymać zdjęcie z jednego z teleskopów, należy na głównej stronie kliknąć „Control telescope” (kontroluj teleskop). Po kliknięciu ukazuje się nam lista obiektów dostępnych do obserwacji. Aby zgłosić chęć wykonania zdjęcia należy kliknąć w „Observe” (obserwuj). Przy niektórych obiektach może być napis „Not up tonight”, oznacza to, że obiektu aktualnie nie można obserwować, bo znajduje się on poniżej horyzontu.

Po wybraniu obiektu ukazuje się nam kolejny ekran. Zawiera on opcje dostępne przy robieniu zdjęcia. Są to (kolejno od lewej): pole widzenia, czas ekspozycji (czas naświetlania), oraz filtry. W pierwszym oknie zaznaczamy zazwyczaj „Normal view”. W kolejnym trzeba dobrać odpowiednią ekspozycję. Dla galaktyk i mgławic czasy te będą zazwyczaj wynosiły powyżej 30 sekund, ponieważ na matrycy musi się skumulować większa ilość słabego światła. Po wybraniu opcji może się ukazać napis „image may be underexposed”, co oznacza, że zdjęcie może być niedoświetlone. Drugą opcją może być napis „Image may be overexposed”, czyli nasze zdjęcie może być prześwietlone. Trzeba więc tak dobrać opcję, aby pojawił się napis „Optimal exposure time”, czyli nasze zdjęcie będzie miało optymalny czas naświetlania. Teraz pozostaje wybór filtrów. Tu możemy ustawić kolor filtra, jak nam się żywnie podoba. Możemy użyć każdej opcji. W zależności jaki filtr wybierzemy, taki kolor będzie miało nasze zdjęcie. Czasem jest też opcja pozwalająca na wybór wielu filtrów (ikonka z 3 filtrami); gdy wybierzemy ta opcję, nasze zdjęcie będzie kolorowe. Po wybraniu odpowiednich ustawień klikamy na „Continue”.

Na kolejnym ekranie musimy wpisać nasz adres email w pole „Email adress”, następnie wybieramy swój wiek („Age”), płeć („Gender”, „Male” – mężczyzna, „Female” – kobieta), stan („State”) – tu wybieramy outside US, jak często używaliśmy teleskopów projektu microObservatory („How often have you used these telescopes?”), jaka jest nasza astronomiczna wiedza w skali od 1 do 10, gdzie 1 to najmniejsza wiedza, a 10 to ekspert („How would you rate your astronomy knowledge on a scale of 0 to 10 if
0 is “no knowledge at all” and 10 is “astronomy expert?””). Na koniec zaznaczamy „Yes” i klikamy na „Submit”. Nasze zgłoszenie zostało wysłane. Teraz trzymamy kciuki za dobrą pogodę . Po ok. kilku godzinach do 2 dni zdjęcia powinny się pojawić w naszej internetowej poczcie. Wszystkie zdjęcia, które odnajdziemy na poczcie będą zapisane w formacie FITS; jest to format pliku, który pozwala na manipulowanie obrazami zawierającymi informacje naukowe. Jest wykorzystywany m.in. przez NASA oraz IAU (Międzynarodową Unię Astronomiczną).

————————————————————————

Obserwowanym przeze mnie obiektem była M42 – rozsławiona Mgławica Oriona

Z 3 zdjęć przed obróbką:

po zestackowaniu (złączeniu kolorowych zdjęć w 1) zdjęć po obróbce (ustawieniu kontrastu, nadaniu kolorów i odpowiedniemu ustawieniu względem siebie), otrzymałem takie oto zdjęcie:

1 próba obróbki – dobrze widoczna centralna część mgławicy

2 próba obróbki – ciut lepiej widoczne ramiona

Muszę przyznać, że sam jestem z siebie dumny. Takie samodzielne składanie zdjęć (stackowanie) daje wiele satysfakcji i pokazuje, jak ciężką robotę mają osoby uprawiające astrofotografię.

Postanowiłem jednak skorzystać też z archiwum obrazów MicroObservatory (http://mo-www.harvard.edu/jsp/servlet/MO.ID.ImageDirectory?viewBy=fileDate&dir=ImageArchiveDir&subDir=&mode=view&AC=) i spróbować poprawić kontrast na zdjęciu jakiegoś użytkownika. Wybrałem kategorię “Best of MicroObservatory” i galaktykę M51 (http://mo-www.harvard.edu/jsp/servlet/MO.ID.ShowImage?file=M-51Whirlpoo040303080328.GIF&dir=ImageArchiveDir&viewBy=fileDate&subDir=d30&mode=view&AC=).

Przed poprawieniem kontrastu:

Po zmianie kontrastu przeze mnie:

Jak widać na powyższym przykładzie, kosztem zwiększenia ilości szumu można “wydobyć” ze zdjęcia większą ilość szczegółów. Ale tu już jak kto woli – dla jednego lepsze jest ciemniejsze tło, dla drugiego – więcej szczegółów…

————————————————————————————————

Poza zdjęciami z archiwum MicroObservatory, za poleceniem jednego z mentorów, postanowiłem także wykonać jedno z ćwiczeń na stronie EUHOU (http://www.pl.euhou.net/), a mianowicie wyznaczenie masy supermasywnej czarnej dziury Sgr A* w centrum Drogi Mlecznej. Wydało mi się to niezwykle ciekawe, dlatego niezwłocznie zabrałem się do pracy. Skorzystałem z poradnika w pdf’ie (http://www.pl.euhou.net/docupload/files/Excersises/MilkyWay/CzarnaDziuraWCentrumGalaktyki/czarna_dziura_pl.pdf) i programu SalsaJ, który służy do analizy danych ze zdjęć. Jest darmowy.

Zacząłem od przeczytania poradnika w pdf’ie. Jest tam mowa o tym, że nowoczesne teleskopy robiące zdjęcia w podczerwieni zarejestrowały ruchy gwiazd w pobliżu centrum Galaktyki. W przestrzeni kosmicznej nie mierzy się odległości w metrach, ale w latach lub dniach świetlnych, ponieważ trochę niewygodnie byłoby mierzyć odległość w metrach (1 rok świetlny = 9,45*10¹⁵ metrów!). 1 rok świetlny odpowiada odległości, jaką pokona światło w ciągu 1 roku.

Przeczytałem także o prawie Keplera (tekst umieszczony z poradnika):

Johannes Kepler (1571-1630) był niemieckim astronomem. Zasłynął między  innymi  tym, że potwierdził  słuszność  heliocentrycznej  hipotezy Mikołaja Kopernika  (głoszącej,  że  planety obracają się wokół Słońca). Poprzez zestawienie  i analizę  licznych obserwacji. wykonanych przez Tychona Brahego, opracował on  trzy prawa, charakteryzujące  ruch planety po orbicie wokół  Słońca.  Pierwsze  prawo  stwierdza,  że  tory  planet  nie  są  koliste,  ale  eliptyczne.

Oto schemat przedstawiający elipsę:

Charakteryzuje  ją długość a  jej wielkiej półosi, długość b  jej małej półosi,  jej dwa ogniska S i S’ oraz jej środek C. Trzecie  prawo  stwierdza,  że  kwadrat  okresu  T  planety,  (czyli  czas,  w jakim  okrąża  ona Słońce) jest wprost proporcjonalny do sześcianu wielkiej półosi eliptycznego toru planety:

a³/T² = stała

Prawa  te mają  także  zastosowanie  do  toru  gwiazdy  poruszającej  się wokół supermasywnej czarnej dziury, dlatego wykorzystamy  je do obliczenia masy centralnej czarnej dziury Drogi Mlecznej.

Po przeczytaniu otworzyłem obrazy. Przedstawiają one obszar wokół czarnej dziury. Widać na nich gwiazdę, która wykonuje prawie pełny obrót wokół czarnej dziury (ilustracja z poradnika w pdf’ie, tu zdjęcia z lat 1992, 1994 i 1996) :

Potem oznaczyłem pozycję obserwowanej gwiazdy (w programie SalsaJ) na każdym zdjęciu z każdego roku od 1992 do 2002,9 włącznie.

Wyniki zapisałem na kartce (przepraszam za jakość):

Następnie utworzyłem wykres w Excelu z naniesionymi punktami i do nich dopasowałem elipsę:

Teraz zmierzyłem długość osi a (oś pozioma w elipsie) w pikselach. Pomiaru dokonałem w Paincie, odejmując szerokość ekranu w pikselach w miejscu, gdzie jest punkt przecięcia elipsy po prawej stronie (to jest prawy koniec odcinka, który jest osią) na zrzucie ekranu, od szerokości, gdzie znajduje się punkt przecięcia elipsy przez oś (to jest z kolei lewy koniec odcinka, który jest osią). Okazało się, że jest to dokładnie 309 pikseli, czyli oś a ma długość 309 pikseli. Teraz zmierzyłem, ile pikseli „mieści się” w 10 dniach świetlnym. Wszedłem więc do programu SalsaJ, wybrałem narzędzie „linia prosta” i zmierzyłem odcinek „10 light days”. Pomiar dał wynik 22 pikseli. Teraz zmierzyłem długość wielkiej osi elipsy w dniach świetlnych. Wyszło mi, że jest to ok. 140 dni świetlnych. Tak więc długość wielkiej półosi elipsy wynosi 70 dni świetlnych. Zamieniłem to na metry. Otrzymany wynik to 1820102400000 m. Obliczyłem także okres T obiegu gwiazdy, który wynosi 441794304 sekundy.

Następnie zabrałem się za ostatnią czynność, jaką jest wyznaczenie supermasywnej czarnej dziury.

Trzecie prawo Keplera
Ogólna postać trzeciego prawa Keplera to:
T2 / a3 = 4 π2 / GM
gdzie G jest stałą grawitacji: G = 6,67*10-11 N.m2.kg-2, a M to masa ciała centralnego.

Po przekształceniu wzoru: (4π²*a³)/(T²*G)

Jest to przekształcony wzór na masę obiektu centralnego. Zabrałem się więc za liczenie. Po otrzymaniu masy czarnej dziury porównałem, ile razy masa Słońca “mieści się” w masie czarnej dziury. Okazało się, że jest to ok. 2,45 miliona, co zgadza się z wynikiem otrzymanym w pracy A. Eckarta i R. Genzela (http://www.pl.euhou.net/docupload/files/Excersises/MilkyWay/CzarnaDziuraWCentr
umGalaktyki/paper/stellar_proper_motions_in_the_central_0.1pc_of_the_galaxy.pdf). Tak więc moja praca zakończyła się sukcesem. Całkowity czas opracowywania wyniku zajął mi ok. 1 dnia. Szczególnie namęczyłem się z przekształcaniem wzoru, ale na szczęście się udało. Mimo wszystkich trudności projekt bardzo mi się spodobał i mam zamiar wykonać w nim także inne ćwiczenia.

Mam nadzieję, że zachęcę Was do skorzystania z projektu MicroObservatory, a także EUHOU, ponieważ są to pomysły warte uwagi. Nie ważne, w jakim projekcie weźmiemy udział, musimy mieć chęć i determinację do doprowadzenia swych działań do końca. Bez determinacji porzucimy wszelkie nadzieje i w efekcie zniechęcimy się do tego typu rzeczy. Tak nie można. Trzeba brnąć do końca i nie poddawać się. Można wtedy zyskać ogromną satysfakcję przez duże “S”. Tak jak ja .