Posnetki, narejeni v obdobju 1992–1998

Teleskopi oz. objektivi, s katerimi je bila narejena prva skupina posnetkov v obdobju 1992–1998, so našteti v spodnji tabeli.

Goriščna opazovanj. Iz tabele je prav tako razvidno, da sta bili uporabljeni dve CCD kameri:

- Wright, s 4,7 detektiranimi elektroni na enoto (ADU) in s 65 % kvantnim izkoristkom, - ST-6, s 6,3 detektiranimi elektroni na enoto (ADU) in s 55 % kvantnim izkoristkom.

Pri opazovanjih je bil uporabljen V filter, ki ima vrh prepustnosti pri valovni dolžini približno 550 nm in se na različne valovne dolžine svetlobe odzove podobno kot človeško oko. (Dnevniki …, 1992–1998)

Pri obdelavi podatkov, pridobljenih iz posnetkov oz. na podlagi posnetkov, sta bila poleg programa Microsoft Office Excel 2007 uporabljena naslednja programa:

- FitsPro Image Processing Software za MS Win3.1/Win95/NT, verzija 1.0.1, 1996,

© Bojan Dintinjana, Univerza v Ljubljani, Fakulteta za matematiko in fiziko, Oddelek za fiziko, Pot na Golovec 25, Ljubljana, Slovenija,

- Guide, verzija 7, © Project Pluto, 168 Ridge Road, Bowdoinham ME 04008, United States of America.

FitsPro je program za obdelavo posnetkov, napisan za MS Windows. Narejen je bil za prikaz visokoločljivih CCD posnetkov, kasneje mu je bilo dodanih še več funkcij, med

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 14 -

njimi tudi uporabniku prijazen postopek za CCD aperturno fotometrijo. S pomočjo tega programa smo določili sij neba na posnetkih. (Informacije o programu Fitspro …, 2013) Program Guide je računalniški planetarij. Program se uporablja za generiranje kart velikosti do 180° (cela polobla) in z ločljivostjo do 1 ločne sekunde. Ob tem prikaže celo paleto nebesnih objektov. Karte so namenjene tako uporabi pri opazovanju na terenu kot tudi pri delu s teleskopi. S pomočjo tega programa smo določili višino in azimut opazovanega kometa. (Informacije o programu Guide, 2012)

Za posnetke do leta 1995 so bile meritve sija neba že narejene in smo jih našli v arhivu observatorija na Golovcu (v nadaljevanju: AGO), ki se nahaja na naslovu: Astronomsko-geofizikalni observatorij, Univerza v Ljubljani, Fakulteta za matematiko in fiziko, Pot na Golovec 25, 1000 Ljubljana. Delo smo nadaljevali in za posnetke, ki še niso bili obdelani, s pomočjo programa FitsPro določili sij neba in podatke dodali v tabelo.

S pomočjo programa Guide smo nato zaradi pomena azimuta pri snemanju posnetka in višine posnetega dela neba na sij neba za vse posnetke določili še ti dve količini. Višino in azimut za posnetke je bilo na ta način možno določiti predvsem zato, ker so bili vsi posnetki narejeni zaradi opazovanja točno določenega kometa, katerega položaj na določen datum je bilo možno poiskati s pomočjo omenjenega programa. V nasprotnem primeru bi bilo potrebno prepoznati eno izmed zvezd na posnetku in odčitani navidezni sij zvezde s posnetka primerjati z že znanim iz tabel ter na ta način določiti dejanski sij neba na posnetku. To pa bi lahko naredil le izkušen astronom, saj je identifikacija posameznih objektov včasih težavna in negotova.

Vse podatke smo sproti vnašali v tabelo programa Microsoft Office Excel (različice 1997–

2007; v nadaljevanju: program Excel). Nato smo vnesene podatke uporabili za nadaljnje računanje sija neba z izločanjem vplivov uporabe različne opreme pri snemanjih na končni rezultat. Za računanje in predstavitev podatkov z grafi smo prav tako uporabili program Excel.

V tabelo smo najprej vnesli naslednje podatke, ki smo jih odčitali bodisi s posameznega posnetka bodisi iz dnevnikov, ki so jih vodili astronomi med izvajanjem opazovanj, oz.

smo jih poiskali s pomočjo programa Guide:

- datum in čas nastanka posnetka,

- vrsto teleskopa, s katerim je bil posnetek narejen,

- velikost zbiralne površine uporabljenega teleskopa ( ^·, kjer je S zbiralna

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 15 - površina v mm², D pa premer osnovnega zrcala), - goriščno razdaljo zrcala uporabljenega teleskopa, - ime CCD kamere, ki je bila uporabljena,

- površino točke detektorja CCD kamere,

- število elektronov na ADU in kvantni izkoristek uporabljene CCD kamere, - ime opazovanega kometa,

- čas osvetlitve posnetka,

- odčitane enote sija neba za posamezen posnetek in predvideno napako meritve (program FitsPro),

- višino opazovanega dela neba za posamezen posnetek (Guide), - azimut opazovanega dela neba za posamezen posnetek (Guide),

- opombe iz dnevnikov astronomov, ki so izvajali opazovanja, za posamezni posnetek (vremenske razmere, prisotnost Lune na nebu).

(Dnevniki …, 1992–1998)

Sledil je izračun sija neba za posamezen posnetek, v katerem smo izločili vpliv uporabe različnih teleskopov in CCD kamer ter časov osvetlitve na končni rezultat.

Posnetki so bili narejeni z različnimi osvetlitvami, zato smo najprej izračunali, kakšno bi bilo število enot sija neba, ki smo jih odčitali s pomočjo programa FitsPro, za vse posnetke pri isti, 1-minutni, osvetlitvi:

· 60 ,

kjer je tosv znani čas osvetlitve posnetka, Nfts pa so odčitane enote neba s posnetkov s programom FitsPro.

Nato smo izračunali število detektiranih elektronov na točko za posamezen posnetek ter pri tem izločili vpliv uporabe različnih CCD kamer na končni rezultat:

· ,

kjer je vrednost ADU 4,7 za Wright-ovo CCD kamero oz. 6,3 za ST-6 CCD kamero.

Nadaljevali smo z izračunom kota neba v kvadratnih ločnih sekundah:

^!"· #_$^%,

kjer je f goriščna razdalja zrcala teleskopa v mm, Sd površina točke detektorja v mm² (0,000484 za Wright CCD in 0,000621 za ST-6 CCD) in #_$ konstanta za pretvorbo radianov v stopinje.

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 16 -

Potem smo izračunali še število detektiranih elektronov na kvadratno ločno sekundo na podlagi že prej določenih vrednosti:

& ^'(_& .

V naslednjem koraku smo izračunali število vpadnih fotonov na kvadratni meter na kvadratno ločno sekundo. Pri tem smo upoštevali občutljivost CCD kamere na končni izračun, za izločitev vpliva odbojnosti vpliva 2 zrcal in filtra pa uporabili še eno konstanto:

! )

*+·,·!·$-^./,

pri čemer je QE kvantni izkoristek detektorja (55 % za ST-6 CCD kamero in 65 % za Wright-ovo CCD kamero), #_% konstanta z vrednostjo 0,8 (približno privzeta vrednost na podlagi odbojnosti 2 zrcal in filtra), S pa velikost zbiralne površine teleskopa v mm². (Dintinjana, B., 2001, 2013)

Nato smo izračunali gostoto svetlobnega toka za vpadne fotone na kvadratni meter na kvadratno ločno sekundo:

0 1

23('4 · 5 6₇^,,

pri čemer je h Planckova konstanta 86,63 · 10^<=>?, c hitrost svetlobe 13 · 10^{@ A}4, vrh prepustnosti V filtra pri valovni dolžini 550 nanometrov. B_$A ima vrednost 60 s za vse meritve. To je čas, s katerim moramo deliti naše pridobljeno število fotonov na kvadratni meter na kvadratno ločno sekundo, da dobimo to vrednost še na sekundo in ne za 1-minutno osvetlitev.

Za zaključek smo v zadnjem koraku sij neba izrazili v magnitudah na kvadratno ločno sekundo:

C C_- D 2,5 · GHI_$-1_J^J

K4,

pri čemer smo za primerjalno zvezdo C_- vzeli zvezdo z magnitudo 0 ter s pomočjo pretvornika magnitud v gostoto svetlobnega toka na spletni strani Gemini observatorija dobili za zvezdo te magnitude svetlobni tok 2,1 · 10^{<@ L}_A, pri nastavljenem filtru Johnson V in valovni dolžini 0,55 · 10^<MC. (Pretvornik …, 2013)

V zadnjem koraku smo izračunani sij neba zapisali v enotah, v katerih je običajno predstavljen na grafu. Rezultate teh meritev žal ne moremo povezati s kasnejšimi oz.

kvantitativno primerjati z drugimi. Lahko jih primerjamo le med seboj, saj naša primerjalna zvezda ni ena izmed zvezd s posnetkov, vrednost gostote svetlobnega toka te

Univerza v Ljubljani – Pedagoška fakulteta Tanja Žontar; diplomsko delo

- 17 -

primerjalne zvezde pa smo dobili s pomočjo spletnega pretvornika za pretvorbo magnitud v gostoto svetlobnega toka .

Pri analizah, narejenih v naslednjem poglavju, je bilo potrebno upoštevati še vpliv azimuta in višine nad obzorjem na sij neba na posameznem posnetku ter vpliv drugih dejavnikov, kot sta recimo vreme in prisotnost Lune nad obzorjem, na končni rezultat.

Skupno je bilo tako obdelanih 294 posnetkov, ki so nastali med 14. novembrom 1992 in 9. decembrom 1998. Tabela z vsemi odčitanimi in izračunanimi podatki je priložena diplomskemu delu (Priloga 1).