Miloš Tichý - 8. 7. 2008 | přístupy: | vytisknout článek
Na zpracování velkého množství napozorovaných dat, a to ať těles již známých tak nových, je potřeba vyvinout a použít velice efektivní systém, který je schopen v záplavě dat rozeznat nová rychle se pohybující tělesa i ostatní tělesa s neobvyklými dráhami, u kterých je nanejvýše žádoucí potvrzení objevu a brzká následná astrometrie. Nezbytná je mimo jiné proto, že část z objevených těles mohou být reálné objekty či objekty nevytvořené přírodou, části sond, různých stupňů raket apod. které jsou též dalekohledy detekovatelné. Takovýto systém již několik let funguje na Minor Planet Center (Harvard-Smithsonian Astrophysical Observatory, Mass, USA) a je prezentován jako specializované webové stránky the NEO Confirmation Page (the NEOCP). Tato celosvětová centrála shromažďuje veškerá ve světě pořízená astrometrická data planetek a komet, analyzuje je a objekty podezřelé (tj. blízkozemní či s jiným neobvyklým pohybem) zveřejňuje na speciální webové stránce.
Je zjevné, že některá zde zveřejněná tělesa se ukážou být kometami – komety mají obvykle neobvyklý pohyb po obloze. Velké hledací programy se obvykle nezabývají precizním zkoumáním vzhledu jimi nově objevených těles. Proto, kromě potvrzení existence těchto těles, je nutná i rychlá analýza, zda se nejedná o nově objevenou kometu. Včasné rozpoznání kometárního charakteru tělesa a určení jeho spolehlivé dráhy ve sluneční soustavě je nutné pro plánování dalšího astrofyzikálního výzkumu některých těles. Například včasné rozpoznání komety C/1995 O1 (Hale-Bopp) v červenci 1995 vedlo primárně k přípravě kvalitní pozorovací kampaně na rok 1997 a následně též k získání pozoruhodných poznatků o kometách všeobecně. Vývoj vzhledu komety ukazuje obr. 1, kde je právě zachycena kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) a to od července 1995, přes konec roku 1996 až do března 1997.
Na obr. 1 snímek číslo 1 je z 24. července 1995, číslo 2 z 19. června 1996. trojka z 19. srpna 1996, číslo 4 z 16. ledna 1997, pětka z 8. února 1997 a poslední číslo 6 z 11. března 1997 (prvních pět snímků bylo pořízeno 0,57-m zrcadlovým dalekohledem, číslo jedna se CCD kamerou SBIG ST-6, zbylé čtyři CCD kamerou SBIG ST-8, šestý snímek byl pořízen fotograficky 0.63-m Maksutovovou komorou – všechny použité přístroje jsou z Observatoře Kleť).
Kometární charakteristiky
Pro rozeznání nových členů populace komet ve sluneční soustavě jsou nezbytná potvrzující astrometrická pozorování, nutná pro určení dráhy objektu ve sluneční soustavě. Jedním z ukazatelů, že nově objevené těleso může být kometou, je jeho dráha. Oproti planetkám mají komety obvykle výstředné dráhy a v mnohých případech i retrográdní dráhu, tj. že sklon dráhy k ekliptice mají větší než devadesát stupňů. Dalším ukazatelem je detekce kometárních charakteristik, kometárního vzhledu nově objeveného tělesa. Kometární vzhled znamená, že těleso se, při srovnání s hvězdami, jeví difúzní nebo u něj lze rozeznat ohon.
Astrometrické potvrzení objevu
Prvním v řadě kroků, vedoucích až k případnému objevu nové komety, je potvrzení samotné existence tohoto tělesa. Všechna pozorování malých těles sluneční soustavy – planetek a komet – celosvětově shromažďuje Minor Planet Center v americké Cambridge ve státu Massachusetts. Do této centrály posílají pozorovatelé z celého světa i informace o svých domnělých nových objevech. Ty jsou zde přetříděny, což znamená, že je u nich provedena identifikace na známé objekty (ne všechny objekty poslané pozorovateli jako nové jsou opravdu nové), jsou zde vyřazeny detekce pozemských objektů jako družic apod. a u nově objevených těles jsou provedeny první výpočty jejich předběžných drah ve sluneční soustavě. Informace o rychle se pohybujících tělesech či tělesech s jinak neobvyklými drahami jsou okamžitě zveřejněny na webové stránce The NEO Confirmation Page na adrese http://cfa-www.harvard.edu/iau/NEO/ToConfirmRA.html. Na této stránce si pozorovatelé mohou vypočítat předběžnou polohu na obloze spolu s chybovou oblastí, kde by se dané těleso mělo na obloze nacházet. Po nalezení daného tělesa některým z pozorovatelů, astrometrii a zaslání pozic do Minor Planet Center je dráha přepočtena, zpřesněna a zpřesněná předpověď na obloze opět uvedena na výše uvedené webové stránce. Pokud pracovníci Minor Planet Center usoudí, že dráhové elementy nově objeveného tělesa jsou již spočteny dostatečně přesně a dané těleso splňuje požadavky pro publikování ve speciálním Minor Planet Electronic Circular, je tento cirkulář vydán. Obvykle se jedná o blízkozemní planetky, jejichž přísluní je blíže než 1,3 astronomické jednotky (AU) od Slunce, či naopak o tělesa Kuiperova pásu s velkou poloosou dráhy větší než třicet astronomických jednotek, nebo o tělesa na výstředních drahách (e > 0.5), či s velkými sklony drah k rovině ekliptiky (I > 50o) – tj. neobvyklé planetky, nebo o komety. Kromě dráhových elementů obsahují Minor Planet Electronic Circulars i seznam veškerých pozorování včetně seznamu pozorovatelů a observatoří, jejichž astrometrická případně i fotometrická měření byla pro výpočet dráhy použita.
V případě komety je postup poněkud složitější. Kometární vzhled musí být potvrzen minimálně jednou zkušenou, specializovanou observatoří a měl by být podpořen i kometární dráhou tohoto tělesa. Nemusí totiž být vždy pravdou, že kometární vzhled vždy znamená kometární dráhu – např. kometa 133P/ Elst-Pizarro má dráhu odpovídající dráze řádné planetky hlavního pásu [a=3.16 AU, e=0.16, I=1.4 deg.]; oproti tomu těleso 2004 RT109 na klasické dráze Jupiterovy rodiny komet [a=3.66 AU, e=0.54, I=42.0 deg.] nejevilo žádnou kometární aktivitu a je tudíž klasifikováno jako planetka.
Detekce kometárního vzhledu tělesa
Kometa září dvěma způsoby, přímo odraženým světlem od Slunce, a sekundárně emisemi molekul, které byly slunečním zářením ionizovány. Prachové částice komety září převážně odraženým světlem od Slunce a případně vlastní termoemisí, tj. vlnová délka tohoto záření začíná být pozorovatelná kolem 550 nm. Plynná část materiálu komety září i v kratších vlnových délkách, například radikál CN má maximum na 388,3 nm, a iont CO+ je pozorovatelný na vlnových délkách 401,0 nm resp. 426,0 nm, voda je pozorovatelná na vlnových délkách 2.66 mikronů resp. 6,27 mikronů, emise metanolu o dalších látek jsou v oblasti 3,2-3,6 mikronů. Termoemise je u komet termoemise pozorovatelná v rozsahu vlnových délek 6-8 mikrometrů.
Obrázek obr. 2 ukazuje spektrum komety C/1996 B2 (Hyakutake), pořízené na ESO v Garchingu 28. března 1996. Je zřetelně vidět, že ve spektru komety dominuje záření uhlíku C2 na cca 520 nm.
obr. 2 – spektrum komety Hyakutake (zdroj: ESO)
Nyní se soustředíme se na detekci vlastního kometárního vzhledu, a to bez rozlišení na plazmové a prachové jevy. U detekce kometárního vzhledu tělesa využijeme základní vlastnost atmosféry Země. Světlo od difúzního objektu sluneční soustavy, tj. od komety, vnímá atmosféra, s ohledem na velkou vzdálenost a obvykle malou úhlovou velikost objektu, jako bodový zdroj. Můžeme tudíž využít skutečnosti, že fluktuace světla, způsobené tomuto bodovému zdroji v atmosféře (tj. seeing obrazu), jsou symetrické kolem centrálního nejjasnějšího bodu, tj. jde vlastně o izofoty tvaru soustředných kružnic. Podmínkou pro takovouto detekci je, že expozice musí být dostatečně dlouhá, aby obraz mohl být symetrický. Tuto podmínku splňuje již expoziční doba v řádu sekund. Z těchto předpokladů je zřejmé, že pro tento typ detekce je nutné, aby pixely v detektorech byly čtvercové (v případě Obervatoře Kleť čip KAF-1600 má pixely 9×9 mikronů, čip SITe 003B pixely o rozměru 24×24 mikronů, tj. daná podmínky je splněna).
Pro numerické zpracování profilu objektu na snímku budeme používat model rozkládání intenzity objektu ve tvaru symetrické Gaussovy funkce. S ohledem na symetričnost jak pixelů CCD čipů tak i fluktuace světla, můžeme použít variantu plošnou (tj. nemusíme počítat s prostorovou variantou rozložení jasu) a zároveň můžeme užít zjednodušení, že hodnoty σ v obou osách jsou shodné, tj σx = σy = σ. Pomocí histogramu zjistíme hodnotu signálu v jednotlivých pixelech. Obvykle nepoužíváme přímo hodnoty jednotlivých pixelů, ale použijeme součet hodnot ve čtverci 3×3 nebo 5×5 pixelů, a spočtenou hodnotu přiřkneme pixelu uprostřed. Na tuto řadu diskrétních hodnot potom použijeme symetrickou Gaussovu funkci s tím, že křivku vyhladíme metodou nejmenších čtverců (LSM). Funkce má následující tvar:
kde B značí hodnotu pozadí v okolí analyzovaného objektu a P(x,y) je hodnota (úroveň) signálu na souřadnicích x,y analyzovaného objektu. Maximální hodnota Imax leží přesně uprostřed analyzovaného objektu (alespoň pokud jde o symetrické objekty, tj.hvězdy a symetrické difúzní objekty). Pokud si zobrazíme řez jdoucí středem objektu zpracovaný výše popsanou funkcí pro tři různé hodnoty σ ale podobně jasné objekty (přesně řečeno pro objekty se stejnou hodnotou Imax, tj. maximální úrovní signálu), dostaneme obrázek obr. 3.
V obrázku obr. 3 máme zaneseny tři varianty profilu. Nejužší křivka znázorňuje průběh histogramu hvězdy, tj. stelárního objektu, kde pozorovaný rozdíl od bodového objektu má na svědomí zemská atmosféra.. Nejširší křivka oproti tomu ukazuje průběh jasu u objektu, který je symetrický ale difúzní, tj. např. u komety. Hranici mezi těmito dvěma typy objektů znázorňuje prostřední křivka. Vodorovná černá linie představuje úroveň signálu, pro kterou se dělá přímo analýza. Dvě svislé černé linie představují hodnotu σkrit, což představuje experimentálně zjištěnou hranici mezi nedifúzností a difúzností zkoumaného objektu v pevně dané vzdálenosti od největšího jasu objektu.
Pro analýzu v této práci prezentovaných výsledků jsme použili hodnotu σkrit = 0.6. Tato hodnota byla zjištěna experimentálně analýzou obrazů stejně jasných hvězd a komet, pořízených za stejných počasových podmínek na Observatoři Kleť stejnými expozičními časy. Je zřejmé, že hodnota σkrit je závislá na místu pozorování. Je dána hlavně na stabilitou a průzračností atmosféry během pozorování. Z toho je zřejmé, že hlavním parametrem bude seeing během pozorování a vzdušná vlhkost. Dalším parametrem, ovlivňujícím hodnotu σkrit je použitý dalekohled, tj. hlavně průměr jeho optiky.
Ačkoliv je hodnota σkrit závislá na pozorovacím místě, navržená a odzkoušená metoda je použitelná obecně, jen je předem potřeba doladit a spočítat patřičnou hodnotu σkrit pro dané místo, standardní počasí v daném pozorovacím místě a použitý přístroj.
Příklady vzhledu kometárních těles
1. Kometa pouze s komou
Prvním příkladem bude kometa pouze s komou, se vzhledem typickým pro slabší objekty. Použitím výše popsané metody je detekce kometárního vzhledu nejjednodušší. Profil objektu je symetrický dle osy, která prochází maximem hodnoty I. Pouhým porovnáním jsme schopni zjistit, že jde o difúzní objekt, jak je vidět na obrázku obr. 14. Originální objekt s kometou označenou šipkou vidíme na obr. 4.
obr. 4 – kometa pouze s komou
Na obr. 5 máme provedeny profily hvězdy a objektu, obojí se stejnou hodnotou „jasnosti“ Imax. Porovnáním těchto dvou křivek zjistíme, že σ > σkrit na obou stranách křivky a tudíž že jde o objekt difúzní, tj. kometu. I profil přesně odpovídá předpokládanému dle popisu - je symetrický dle osy, procházející maximem. V daném případě jde o potvrzení kometárního vzhledu u jádra B komety 57P/du Toit-Neujmin-Delporte.
2. Kometa pouze s ohonem
Další variantou je kometa bez komy, ale s přítomností ohonu. V tomto případě bude mít vytvořený profil zcela jiný tvar. V první řadě nebude vůbec symetrický, jak je zřejmé z obr. 6. Profil je proveden pro kometu s ohonem směrem doprava.
Levá strana od osy se vůbec nejeví kometární. Profil zde je pod hodnotou, tj. σkrit > σ a tudíž toto vypovídá o tom, že levá polovina není vůbec difúzní. Vpravo od osy procházející maximem je situace jiná, zde σt > σkrit a tudíž jde o objekt nestelární. Porovnáním analýzy obou polovin dojdeme k výsledku, že v případě profilu objektu, který je zobrazen na obr. 14 modrou barvou, se jedná o kometu s absencí komy ale s přítomností ohonu. Takovýchto objektů sice není mnoho (řádově jen několik procent z pozorované populace komet), ale je třeba mít metodu aplikovatelnou i na komety tohoto vzhledu. Jednou z takovýchto komet byla 133P/ Elst-Pizarro – její snímek pořízený na Observatoři Kleť 0,57-m zrcadlovým dalekohledem CCD kamerou SBIG ST-8 autorem práce a jeho kolegy ukazuje obr. 7.
3. Kometa s komou a ohonem
Poslední variantou vzhledu kometárního tělesa je kombinace dvou předešlých – tj. kometa s komou i ohonem. Většina jasnějších komet má přesně tento vzhled. I analýza profilů pro detekci kometárního charakteru tělesa je kombinací obou dvou. Profil tělesa není sice symetrický dle osy procházející maximem, ale v obou polovinách profilu platí, že σt > σkrit a tudíž můžeme s klidným svědomím konstatovat, že analyzovaný objekt je kometárního charakteru. Charakteristický histogram – profil takovéto komety je na obr.8.
Poloha ohonu je pro názornost na obr. 8 stejná jako na obr.6 – tj. ohon míří doprava. Pěkným příkladem takovéto komety je snímek komety C/1999 S4 (LINEAR) pořízený opět na Observatoři Kleť 0.57-m zrcadlovým dalekohledem se CCD kamerou SBIG ST-8 opět autorem této práce a kolegy – viz. obr. 9.
Seznam použité a doporučené literatury:
- Tichý, M., Tichá, J., Kočer, M.: Confirmation of cometary features of newly discovered bodies, Earth, Moon, and Planets, 90 (1-4), pp.507-513, 2002
- Tichý, M., Tichá, J., Kočer, M.: Confirmation of Comet Discoveries, International Comet Quarterly, Vol. 27, No. 2, April 2005, pp.87-92
- Tichá, J., Tichý, M., Kočer, M.: KLENOT - KLEŤ OBSERVATORY NEAR EARTH AND OTHER UNUSUAL OBJECTS OBSERVATIONS TEAM AND TELESCOPE, Proceedings of ACM 2002, Berlin,(ESA-SP-500), November 2002, pp.793-796
- Marsden, B. G., Williams, G. V.:The NEO Confirmation Page, Planet Space Sci. 46, 299-302, 1998
- Cometary Science after Hale-Bopp. Proc. IAU Coll. 186, Eds. H. Boenhardt, M.Combi, M. R. Kidger, and R. Schlulz. Kluwer Acad. Publ., 2002
- Green, D. W. E., INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION CIRCULARS, Central Bureau for Astronomical Telegrams, 1996-2006
- Tichá, J., Tichý, M., Moravec, Z.: Kleť Observatory NEO follow-up programme, Planetary And Space Science Vol.48, no.9 (2000) pp. 787-792
- http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpc.html
- http://www.physics.ucf.edu/~yfernandez/cometlist.html
2 284 455 návštěv od 1. března 2003
