Driftskanning med CCD- eller DSLR-kamera

Denna typ av observation rekommenderas för svaga stjärnor och längre brännvidder. Slewskanningsvarianten kan dock utnyttjas även vid korta brännvidder. För att ta reda på instrumentets och kamerans gränsmagnitud under en driftskanningsexponering bör man göra testexponeringar av olika fält under varierande förhållanden (himlens ljusstyrka, månfas, höjd över horisonten, deklination), eftersom bland annat dessa faktorer bestämmer bakgrundens och spårets ljusstyrka. Självklart påverkar också teleskopets apertur och specifik typ av kamera gränsmagnituden, men oftast använder man samma instrumentuppsättning.

Förekomsten av moln är omöjlig att kontrollera när man observerar. Även om tunna moln förekommer skall man dock inte ge upp utan pröva på observationer ändå, även om himlens bakgrundssljustyrka kan bli flerfaldigt högre och därmed sänka gränsmagnituden. Viktigt att tänka på vid sådana tillfällen är att inte binna chippet och använda så kort total exponeringstid som möjligt; då minimeras intensiteten i varje pixel och saturering kan i bästa fall undvikas.

Planera din driftskanningsbild

Det är viktigt att känna till pixelskalan och bildfältets storlek. Om F är teleskopets brännvidd, b är binningsfaktorn, och p är pixelstorleken (F och p i samma enhet, tex m), så blir pixelskalan s (i bågsekunder)

s = p/Fb⋅180/π⋅3600 = 206260⋅p/Fb.

Bildfältets storlek ges av chipets pixeldimensioner. Drifthastigheten d (bågsekunder per sekund) vid en viss deklination δ (grader) ges av

d = 15⋅cos(δ⋅π/180).

På himmelsekvatorn är d = 15 bågsek/sek. Skanningshastigheten ds i pixlar per sekund ges då av

ds = d/s.

Därmed känner man alla siffror man behöver för att kunna komponera sin driftskanningsbild, och få med både början och slutet av ockultationen på bilden, inklusive början och slutet av stjärnspåret en tidsperiod före och efter.

Slewskanning

En variant av driftskanning är slewskanning. Denna metod har både för- och nackdelar. Slewskanning åstadkoms genom att stjärnan forceras att driva snabbare över bilden än den hastighet som jordens rotation skapar. Med snabbkörning av teleskopmotorn kan drifthastigheten ökas, vilket kan vara bra om teleskopets brännvidd är kort. Därmed ökas tidupplösningen per pixel längs stjärnans driftspår. För att beräkna drifthastigheten vid slewskanning, multiplicera värdet av ds med motorns slewhastighet sf ("slewfaktorn"), som typiskt är 2, 4, 8 eller 16 gånger den sideriska hastigheten. Formlen för skanningshastighet blir då

ds = d&sdot sf/s.

En nackdel med denna metod är om slewhastigheten inte är konstant om monteringens mekanik inte är perfekt. Motorväxellådans periodiska fel kan till exempel orsaka variationer i slewhastigheten under exponeringen. En annan felkälla är att motorns hastighet eventuellt rampas upp och ner (ökar och minskar gradvis snarare än ögonblickligen) till den önskade slewhastigheten. Denna effekt kan minimeras genom att starta exponeringen ett par sekunder efter att slew har påbörjats, så att rampningsperioden undviks. Om du vill använda denna metod, kontrollera först att din montering har tillräcklig mekanisk kvalitet för att inte skapa problem. Om du märker och slewhastigheten inte är konstant eller att långvarig rampning förekommer, kan du förlänga teleskopets brännvidd med en Barlowlins istället. Men tänk då på att synfältet och optikens ljusstyrka minskar. Om kamerans chip är litet kan det därför istället bli problem att stjärnan driver ut ur fältet innan den lämpliga exponeringstiden har passerat (minst 10 sek före och efter beräknad ockultationens start och slut inklusive tidsosäkerhet, dvs minst 30 s). Bildfältets storlek, ockultationens beräknade varaktighet och felet i tidsberäkningen avgör vilket val som är det bästa.

Driftskanning eller slewskanning?

När skall man välja slewskanning snarare än den mer kontrollerbara driftskanningen? Detta är en avvägningsfråga som beror på utrustningen och den specifika ockultationen. En mycket kort ockultation kommer inte registreras på driftskanningen om drifthastigheten är för låg. Om stjärnan huvudsakligen befinner sig på samma pixel under den korta ockultationen blir den svår att detektera och omöjlig att bestämma längden för (jämför Nykvistsampling). I det specifika fallet med Romaockultationen så beräknas den ha en partiell fas vid inträde och utträde som varar i två sekunder. Denna tidsperiod vill man sampla med storleksordningen minst tio pixlar för att kunna göra en bra mätninging av formen på ljuskurvan, vilket motsvarar en drifthastighet av minst 5-10 pixlar per sekund. Om drifthastigheten understiger detta värde så kan slewskanning eller brännviddsförlängning med Barlowlins vara värt att fundera på. Märk också att webbkameror enkelt kan producera filmsekvenser med denna sampling; 30 fps (bilder per sekund) är en vanlig bildfrekvens. En webbkamera kan därför snarare vara det bästa valet.

Exempel

Undertecknad har en liten refraktor 66 mm F 388 mm, en Canon Eos 400D och en liten motordriven tysk montering med möjlighet till 4x slewhastighet. Fungerar denna uppställning för driftskanning? Kamerans chip har pixlar med dimensionen 5,7 mikrometer. Detta ger en driftskanningshastighet av ds=4,8 pix/sek, något lågt för att kunna få bra tidsupplösning. Slewskanning med sf=4 ger ds=19,4 pix/sek, ett mycket bättre val förutsatt att stjärnan är tillräckligt ljus (inget problem i fallet med delta Oph). Ett alternativ är att videofilma med tex webbkamera, sådana kan enkelt nå 30 bilder/sekund (inte heller detta något problem med delta Oph). Undertecknad har också ett 250 mm teleskop F 1150 mm med en CCD-kamera med 5,4 mikrometer stora pixlar. Driftskanning med denna uppställning ger ds=15,5 pix/sek vid ekvatorn; ingen slewskanning är nödvändig.

Att erhålla en ljuskurva

Vid reduktionen av observationen vill man erhålla en ljuskurva från stjärnspåret. Ljusstyrkan i varje x-pixel längs spåret (rektascensionsriktningen) summerar man då i y-led (deklinationsriktningen) och man får en kurva som visar stjärnans ljusstyrka som funktion av tiden. Kort sagt komprimerar man på så sätt stjärnspårets ljusstyrka i deklinationsled och erhåller en endimensionell ljusstyrkeprofil.

Start- och slutpunkterna på det summerade stjärnspåret räknas som de tidpunkter (T-start och T-slut, dvs exponeringens start och slut) då stjärnans ljusstyrka är halvvägs mellan bakgrunden (L-bakgrund) och genomsnittsljusstyrkan för den icke-ockulterade stjärnan (L-stjärna).

Om en ögonblicklig ockultation har skett räknas dess början och slut som de tidpunkter då stjärnspårets ljusstyrka är halvvägs mellan ”L-stjärna” och den lägre genomsnittliga ljusstyrkan under ockultationen. Den senare motsvarar antingen asteroidens ljusstyrka (om denna är ljusare än bakgrunden) eller bakgrundens ljusstyrka (L-bakgrund).

I fallet med Roma vet vi dock att ockultationen inte kommer att vara ögonblicklig. Har man lyckan att befinna sig i den totala zonen så kommer totaliteten att föregås av en partiell fas som är ca 2 sek lång, och efterföljas av en partiell fas som också är 2 sek lång. Under de partiella faserna kommer stjärnans ljusstyrka att sjunka eller öka gradvis, och inte heller nödvändigtvis linjärt. Det kan alltså bli svårt att avgöra när ockultationen börjar och slutar på en driftskanningsexponering eller videoupptagning, och kanske omöjligt att bestämma om man observerar visuellt. En analys av ljuskurvan är nödvändig för att erhålla denna information. Kan man ta reda på om man över huvud taget befinner sig i totalitetszonen? Inte helt säkert, om man inte kan se spåret av asteroiden när ockultationen är total. En bakgrundshimmel som är för ljus kommer att "släcka ut" stjärnans ljus redan innan ockultationen är total. Under olika antaganden kan man möjligtvis sluta sig till om ockultationen var total, och när totaliteten i så fall började och slutade, genom en analys av ljuskurvan. Detta är ett minst sagt intressant problem så får lösas när vi (förhoppningsvis) har ljuskurvor att analysera!

Seeing och verklig tidsupplösning

På grund av seeingen avbildas alltid en stjärna som en rund fläck med ljusstarkare centrum (en tvådimensionell Gaussian eller ”klockkurva”) av en viss storlek. Undantaget är mycket korta exponeringar då seeingvariationen får form och ljusstyrka att snabbt variera (så kallad scintillation). Som alltid är det viktigt att fokusera så bra så möjligt eftersom stjärnans storlek har betydelse för den tidsupplösning man får i sin bestämning av ockultationens början och slut; ju mindre stjärna, desto bättre blir även tidsupplösningen vid driftskanningsobservationer. Seeingskivans storlek mäts som diametern av Gaussianen vid halva maxljusstyrkan och kallas halvvärdesbredd (FWHM av eng. ”Full Width at Half Maximum”). Normalt är seeingen 2 bågsekunder eller mer i Sverige.


Författare: Johan Warell

 

Recept för driftskanning

För att utnyttja driftskanning, gör så här:

  • Orientera kameran så att chipets långa axel är parallell med rektascensionsriktningen. Under driftskanningsexponeringen kommer då stjärnornas spår att vara parallella med pixelraderna. Fokusera teleskopet. Använd inga filter, de sänker bara gränsmagnituden.
  • Ställ in rätt fält, så att stjärnan som skall ockulteras är placerad centralt.
  • Förflytta stjärnan i rektascension mot fältets östra kant. Placera den på ett lämpligt avstånd från bildcentrum som beräknas med avseende på teleskopets brännvidd och ockultationens maximallängd och tidsosäkerhet. Med avstängd teleskopdrivning kommer stjärnan under exponeringen att driva från fältets östra kant över dess centrum och mot dess västra kant.
  • Tag en referensbild (med drivningen fortfarande påslagen) för att dokumentera fältets utseeende och den ockulterade stjärnans läge. Spara exponeringen.
  • Stäng av teleskopets drivning ett antal sekunder innan exponeringen startas.
  • Starta exponeringen exakt vid en förutbestämd tidpunkt (T-start). Början av spåret kommer att fungera som tidsmarkör för exponeringen.
  • Avsluta exponeringen vid en exakt känd tidpunkt (T-slut). Slutet av spåret kommer att fungera som en andra tidsmarkör för exponeringen.
  • Starta teleskopets drivning igen.
  • SPARA DRIFTSKANNINGSBILDEN!
  • Tag en referensbild, spara. Observationen är klar!