Fotometri med DSLR-kamera

Nedanstående innehåll är skapat av Mimers Brunns besökare. Kommentera arbete

Fotometri med

DSLR-kamera

Inblick i en av

astronomins metoder

Nösnäsgymnasiet

Projektarbete - Pa1201

HT2010/VT2011

Författare: Henrik Sonnergård

Handledare: Eva Sjödin

Sammanfattning

Det här arbetet syftar till att undersöka en metod som används inom astronomi, fotometri. Det

innebär mätningar av hur ljusstarkt ett objekt på stjärnhimlen är. Detta kan åstadkommas på olika

sätt, antingen direkt med blotta ögat, eller med kamerateknik. Jag försökte lära mig att behärska

DSLR-fotometri, alltså att använda en vanlig digital systemkamera för att ta bilder på en stjärna,

bearbeta informationen i datorn och slutligen få fram ett värde för dess ljusstyrka.

Observationerna utfördes som en del i ett internationellt forskningsprojekt, Citizen Sky, som syftar

till att undersöka den binära variabelstjärnan Epsilon Aurigae. Det speciella är att den ena av de två

stjärnorna inte sänder ut något synligt ljus. Den har en period på 27 år och under lite mer än 2 år så

överskuggar den sekundära, osynliga stjärnan den primära, synliga stjärnan. Det finns olika teorier

om vad den sekundära stjärnan i själva verket är och genom observationer hoppas man komma en

bit mot svaret. Projektet Citizen Sky är upplagt för att vem som helst, oavsett kunskapsnivå, skall

kunna bidra till forskningen om Epsilon Aurigae, och på den grunden gav jag mig som total

nybörjare in på projektet.

Rent praktiska aspekter som måste tas med när en observation skall ske är hur miljön ser ut där man

utför den. Kyla, fukt, ljusförorening (ljus från gatlyktor eller liknande som sprids i luften), moln och

liknande miljöaspekter kan påverka resultatet på ett eller annat sätt, men även själva kameran kan

påverkas eller skadas. Batterier fungerar mindre effektivt i kyla, därför kan det vara lämpligt att ha

några i reserv. När bilderna skall tas är en fjärrutlösare till kameran att föredra, för att i så hög grad

som möjligt undvika att bilden blir suddig, vilket den kan bli om man manuellt trycker på

kamerautlösaren.

Under en fotometrisk observation med kamera så tar man ett antal exponeringar med samma

inställningar på samma objekt. Dessa stackas, läggs på varandra, med datorprogram, för att öka

förhållandet mellan ljuspunkterna, stjärnorna, och bakgrunden. För att undvika att resultatet

påverkas av felaktigheter i linsen eller kamerans sensor tas en serie mörka exponeringar, darks, och

en serie ljusa exponeringar, flats, som framhäver de områden där fel förekommer. Dessa bilder dras

sedan ifrån observationsbilderna, vilket förhoppningsvis ger ett bättre resultat. Det finns olika

åsikter om hur man uppnår bästa möjliga resultat, men i det här arbetet utgick jag från grunden att ta

med både darks och flats.

För att slutligen få fram en magnitud, ett värde för stjärnans ljusintensitet, behöver man ha ett antal

andra stjärnor att jämföra med, så kallade jämförstjärnor. För att räkna ut magnituden för

målstjärnan behöver en del matematiska ekvationer utföras, men för att underlätta arbetsgången

finns det hjälpmedel i form av kalkylblad att tillgå. Dessa förenklar processen så pass att man i

princip enbart behöver mata in magnituden för sina jämförstjärnor och den instrumentella, skenbara,

magnituden för målstjärnan, plus datum och koordinater för observationen, för att få ut en absolut

magnitud. Skillnaden på en skenbar och en absolut magnitud har att göra med avståndet till stjärnan

från jorden. Skenbar magnitud är hur den upplevs sedd från jorden, medan absolut magnitud är hur

starkt ljuset är om avståndet hade varit likadant för alla himlakroppar. Först då kan man jämföra

magnituder mellan olika himlaobjekt. För min andra observation på Epsilon Aurigae fick jag efter

en del hjälp med beräkningarna magnituden 3,730, på en skala där stjärnan är mer ljusstark ju lägre

numret är.

Under projektet så hann jag inte att sätta mig in i alla moment så pass bra att jag kunde få till stånd

fler observationer än två och jag lyckades inte heller att bidra med någon av dem till Citizen Skyprojektet.

Även väderleken satte käppar i hjulet under en dryg månad. Men jag fick en stor insyn i

hur fotometri med DSLR-kamera går till och att det tar längre tid att lära sig alla delar än vad jag

ursprungligen trodde. Detta betyder inte att det är ett omöjligt projekt för vem som helst att klara

av, man kan dock behöva hjälp med en del moment. Ändå kan man bidra till forskningen genom att

göra en liten del av arbetet, även om man inte behärskar alla moment.

1

Innehållsförteckning

Sammanfattning..............................................................................................................................2

1 Bakgrund......................................................................................................................................4

2 Syfte.............................................................................................................................................4

3 Frågeställning...............................................................................................................................4

4 Metod och material.......................................................................................................................4

5 Resultat........................................................................................................................................5

5.1 Epsilon Aurigae.....................................................................................................................5

5.2 Problem att ta hänsyn till......................................................................................................6

5.3 Tillvägagångssätt vid observationer......................................................................................7

5.4 Datareduktion och kalibrering...............................................................................................8

6 Slutsatser......................................................................................................................................9

7 Litteraturförteckning..................................................................................................................11

7.1 Bildkällor............................................................................................................................11

8 Bilagor.......................................................................................................................................12

8.1 Mailkonversation med Thomas Karlsson............................................................................12

2

1 Bakgrund

När kursen började i höstas visste jag redan vilket område jag ville röra mig inom, fotografi och

astronomi. Det som däremot var något svårare var att hitta en konkret fråga, problem eller område

att kretsa kring. Av en slump stötte jag på det internationella forskningsprojektet Citizen Sky, vars

mål var att under perioden 2009-2011 undersöka dubbelstjärnan Epsilon Aurigae. På deras officiella

hemsida påstår de att vem som helst, oavsett hur mycket/lite kunskap man har inom vetenskap, kan

på ett eller annat sätt hjälpa till i projektet, och lära sig en hel del på vägen. Sporrad av att jag blev

lovad hjälp av svenska amatörastronomer på internetforumet AstronomiGuiden beslutade jag mig

för att ge mig i kast med ett projekt som skulle visa sig vara större, mer detaljerat och avancerat än

vad jag någonsin kunnat ana.

2 Syfte

Poängen med det här arbetet var att jag skulle få en ökad insyn i hur fotometri med en vanlig

DSLR-kamera genomförs, hur man bearbetar den data man får, vilka svar det leder till och vad man

kan dra för slutsatser. Kan man som total nybörjare inom astronomi lära sig orientera på

stjärnhimlen, lära sig grunderna för fotometri och faktiskt kunna bidra till den pågående

forskningen? Även om metoden ännu inte är speciellt utbredd bland amatörastronomer så hävdar de

som testat att det är en användbar metod som ger bra resultat.

Ursprungligen var ett av målen att även med mina värden på Epsilon Aurigaes magnitud kunna

bidra till forskningen om denna variabelstjärna genom att rapportera mina värden till AAVSO

(American Association of Variable Star Observers), men efterhand som jag insåg att projektet var

mer avancerat än jag trodde, fick jag revidera mina målsättningar.

3 Frågeställning

De frågor som jag har försökt få svar på:

1. Hur går det till när man undersöker stjärnors och andra himlakroppars egenskaper?

2. Vilka metoder finns att tillgå?

3. Hur fungerar DSLR-fotometri?

4. Vad vet man om variabelstjärnan Epsilon Aurigae, och vad förväntas man få reda på genom

observationer?

4 Metod och material

När jag införskaffade nödvändigt material utgick jag ifrån guiden "What you will need"1 som

Citizen Sky tillhandahåller. I korthet kan det man behöver sammanfattas i fyra saker:

- DSLR-kamera (teoretiskt sett går mindre kompaktkameror att använda, så länge de kan

producera bilden i RAW-format, har manuella inställningar för fokus, slutartid och

bländartal och tillräckligt stort synfält för att få med variabelstjärnan plus några

jämförstjärnor)

- Trebensstativ (även ett litet i fickformat kan duga, men det är väsentligt mycket enklare att

utföra observationerna med ett i normalstorlek)

1 http://www.citizensky.org/content/what-you-will-need

3

- Fotometriskt analysprogram (det finns många olika beroende på om du använder

Windows/Mac/Linux. Vissa kostar en slant, vissa är gratis. Jag använde mig av IRIS2 under

mitt arbete, vilket klarar av de flesta momenten)

- Dator (flera av dagens datorer fungerar till det här arbetet, men tänk på att flera av faserna

är minnestunga och kan ta olika lång tid beroende på datorns hårdvara)

Till systemkameran måste givetvis ett objektiv användas. Till skillnad från mindre kompaktkameror

kan du byta objektiv på en DSLR-kamera för att få bra resultat i olika situationer. För den här typen

av fotometri som utförs på förhållandevis ljusstarka variabelstjärnor som Epsilon Aurigae räcker det

med ett fast objektiv som har en brännvidd mellan 50-90mm.

Under tiden för projektet genomförde jag en första testobservation, för att känna in mig på hur det

gick till, och sedan en observation som jag försökte att gå vidare med till datareducering och

kalibrering, i syfte att få en värde på magnituden för Epsilon Aurigae som stämde överens med

andra observatörers värden vid samma tidpunkt.

5 Resultat

Det första konkreta målet som behövde uppfyllas var att kunna orientera mig på natthimlen. Utan

någon nämnvärd förkunskap började jag från grunden. Jag använde mig av ett övningsprogram

tillhandahållet av Citizen Sky, 10 Sky Tutorial3, som steg för steg går igenom hur man använder sig

av en stjärnkarta och enkelt hittar stjärnan projektet kretsar kring; Epsilon Aurigae. Vidare går

övningsmaterialet igenom hur man med blotta ögat uppskattar stjärnors ljusstyrka i förhållande till

andra och slutligen, om man så vill, rapporterar värdena till AAVSO.

Parallellt med att jag övade visuella observationer så läste jag in mig på bakgrunden till projektet

Citizen Sky, det vill säga vad man vet om variabelstjärnan Epsilon Aurigae, vad man förväntar sig

få reda på genom observationer och hur den informationen kan vara användbar.

5.1 Epsilon Aurigae

Dubbelstjärnan Epsilon Aurigae är en av stjärnorna

i stjärnbilden Auriga (Kusken). Den består av två

stjärnor som kretsar kring varandra, där den

primära, synliga stjärnan är en vit superjätte.

Perioden för Epsilon, den tid det tar för båda

stjärnorna att fullborda ett varv, är ungefär 27 år.

Under lite mer än två år, mellan 640 och 730

dagar, minskar Epsilon i ljusstyrka när den

sekundära stjärnan överskuggar den andra. Det

märkliga är att den sekundära inte utstrålar något

synligt ljus alls. Dock är den ungefär likvärdig i

massa som den primära.

Det finns olika teorier om vad den sekundära

stjärnan i själva verket är. Då Epsilons magnitud

ökar något under mitten av den två år långa

eklipsen finns en teori, framlagd år 1971 av Robert

Wilson, om att det rör sig om ett tunt, lutat, diskformat objekt med en öppning i mitten.4 Denna

modell är den som används i nuläget, då den stämmer överens med de flesta observerade effekterna.

2 http://www.astrosurf.c om/buil/us/iris/iris.htm

3 http://www.aavso.org/sites/default/files/10startutorial.pdf

4 http://adsabs.harvard.edu/abs/1971ApJ...170..529W

4

Illustration 1: Stjärnbilden Auriga (Kusken). Epsilon

är till höger om stjärnbildens starkaste stjärna,

Capella.

Frågor kvarstår dock, bland annat vad som i så fall finns i mitten av disken, hur stor den är och vad

den består av. Underlaget som behövs när frågor som dessa skall kunna besvaras är bland annat

noggrant genomförda och dokumenterade observationer av objektet. Detta är av flera skäl ett arbete

som till stor del genomförs på fritiden av amatörastronomer världen över. Forskare hinner sällan att

lägga tid på att utföra observationer av så många objekt som det bedrivs forskning inom, sen bygger

också mätdata på att många utför observationer som sammanställs och ger ett medelvärde.

Observationer av ljusstarka objekt som Epsilon Aurigae kräver ingen avancerad teknik, därmed kan

vem som helst uppnå tillförlitliga värden. Ju mer data om himlaobjekt som är nedtecknad och

tillgänglig, desto lättare är det att forska vidare på dem. Därför är just fotometri ett moment som är

mycket fruktbringande för den fortsatta astronomiska forskningen.

5.2 Problem att ta hänsyn till

Utöver materialet som krävs är en fullgod observation beroende av var man utför den. Om objektet

befinner sig nära horisonten får man genom olika beräkningar korrigera för den atmosfär som

späder ut ljuset innan det når kamerans sensor. Om man observerar från en storstad har man

förmodligen ljusförorening att ta hänsyn till; omkringliggande gatlyktor och andra ljuskällor belyser

partiklar i atmosfären som påverkar värdena i mätningen.

Andra aspekter som inte påverkar resultatet i någon större utsträckning, men likväl är värt att ta med

i beräkningen, är om man observerar i en kall eller fuktig miljö. Höst- och vintertid kan fukt bilda

imma på och i kameran/linsen, främst när den tas in den i värmen igen. Ett enkelt sätt att undvika

fuktskador är att lägga kameran i en lufttät påse, suga ur luften och försluta innan du går in. Kylan

påverkar också kamerans batterier och minskar deras livslängd. Ett snabbt botemedel om kameran

dör är att ta ur batteriet och värma det med händerna någon minut, men det allra säkraste är att vara

förberedd med ett eller två extrabatterier.

När man väl tar bilderna är det stor risk att de blir suddiga till följd av skakningar i det ögonblick

som kamerautlösaren trycks ner. Varje exponering är några sekunder lång, och även en liten

skakning inledningsvis kan påverka. För att undvika detta på bästa sätt kan det vara lämpligt att ha

någon form av fjärrutlösning. Till de flesta kameror finns kabelutlösare eller små trådlösa

fjärrkontroller som kan användas för att påbörja exponeringen. I värsta fall kan kameras inbyggda

självutlösare användas, om sådan

finns, men det bör undvikas då du

fortfarande måste aktivera den genom

att trycka ner utlösaren.

Ett förberedande moment som jag av

olika skäl, framför allt tidsbrist,

utelämnade är att undersöka kamerans

saturationspunkt. Vid låga slutartider

så rapporterar kameran antalet fotoner

som träffat sensorn korrekt. Om dessa

värden skulle sättas i ett diagram med

tiden på x-axeln och pixelljusstyrka på

y-axeln skulle det upp till en viss

tidpunkt gå att dra en rät linje mellan

punkterna. Men efter ett tag böjs

linjen sakta av; pixlarna registrerar

färre fotoner än det förväntas. För att

öka sannolikheten att få korrekta

värden vid en observation gäller det

att hålla sig under saturationspunkten.

Detta moment går att genomföra

genom att ta bilder, från kamerans lägsta slutartid till dess högsta, på en konstant ljuskälla,

5

Illustration 2: Diagram som visar en saturationskurva. Vid ~20 s

avviker värdena från trendlinjen.

exempelvis en LED-ficklampa ett tiotal meter bort från kameran i mörker. Håller man sig under 10

sekunder på modernare systemkameror skall det inte innebära någon direkt risk, men behöver man

längre slutartider, till exempel vid observation av svagare stjärnor, så är det bäst att hitta

saturationspunkten.

5.3 Tillvägagångssätt vid observationer

Det är viktigt att planera sina observationer, men samtidigt vara beredd på förändringar och

oförutsedda händelser. Att ha en eller två tillfällen vid ungefär samma tidpunkt varje vecka kan vara

en bra riktlinje, men ha i bakhuvudet den största fienden amatörastronomen har: moln. Håll ett öga

på väderleksprognosen, se hur det kan tänkas bli under den kommande veckan. I mitt fall ägnade

jag nästan en månad åt att förbereda observationer som fick ställas in på grund av dålig sikt. Att ha

de saker som behövs för observationen liggande redo kan vara ett sätt till framgång. Ett antal

kvällar under vintern spådde väderlekstjänsterna moln, men plötsligt tittade den bit av stjärnhimlen

som jag behövde fram. Innan jag väl hade hunnit hämta kamera, fjärrutlösare och rigga stativ på rätt

ställe så drog molnen över igen. Därmed fick jag, om än motvilligt, lära mig att astronomer liksom

fiskare behöver tålamod.

När det gäller själva kärnan av observationsmomentet, bilderna, så finns det många olika tankar om

hur det skall genomföras på bästa sätt. En metod som beskrivs vara en stor fördel för ett förbättrat

värde kan från ett annat håll framhävas vara ett moment som är onödigt och tids-ödande, eller i

vissa fall innebära sämre slutresultat. Den basen jag utgick ifrån, efter att ha läst främst på Citizen

Sky's diskussionsforum, var att förutom observationsbilderna ta darks och flats. Dessa två sorters

bilder används för att korrigera för fel som oundvikligen uppstår; hur bra kameran än har tillverkats

så finns det alltid små fel i sensorn och linsen. Darks, mörka bilder, har i uppgift att registrera

elektroniska fel i kamerans digitala sensor, till exempel "döda" pixlar. Dessa bilder tas med

objektivets linsskydd på, med samma inställningar som observationsbilderna togs (samma ISO,

bländartal, slutartid och fokus). Rekommendationen jag gått efter säger ungefär 10 bilder per

observationstillfälle. När det gäller flats så har jag sett många olika metoder som dessa åstadkoms

på. Enkelt uttryckt skulle man kunna säga att flats är bilder tagna av helt jämnbelysta, plana föremål

utan detaljer, exempelvis en slät, vitmålad vägg, en mulen himmel eller liknande. Syftet med dem är

att framhäva avvikelser i objektivets

lins så som smuts/repor eller

vinjettering (att hörnen på bilden blir

mörkare). Darks och flats används när

man sedan i IRIS kalibrerar sina

observationsbilder för att slutligen ha

en kalibrerad bild redo att mäta

stjärnans ljusstyrka på.

Själva observationsbilderna är inte

speciellt mycket svårare att ta, däremot

är det fler saker att ta i beräkning. Först

och främst gäller det att få med ett

antal fler stjärnor i bilden, så kallade

"jämförstjärnor". Dessa finns redan

givna magnituder, alltså värden för

ljusets intensitet, för dessa stjärnor,

specificerade av tidigare astronomer.

Vid visuella observationer, alltså med blotta ögat, kan en stjärnkarta med värden för stjärnors

ljusstyrka hjälpa när man skall bestämma t ex en variabelstjärnas ljusstyrka. Systemet är uppbyggt

på så sätt att ju mindre numret är, desto mer intensiv är stjärnan. Det säger sig självt att en visuell

observation är mer osäker än en som utförs med hjälp av kamerautrustning, men de kan ändå ge ett

snabbt resultat, och om det baseras på många visuella observationer blir det oftast mer korrekt.

6

Illustration 3: En obehandlad observationsbild, med jämförstjärnorna

Eta och Zeta Aurigae och målstjärnan Epsilon Aurigae

(från vänster till höger).

Vid DSLR-observation gäller det som sagt att få med ett visst antal jämförstjärnor, vilka man bör

välja beror på vilket objekt man undersöker. I fallet med Epsilon Aurigae valde jag att ta med Eta

Aurigae och Zeta Aurigae. Det kan dock vara vettigt att ta med fler, men allra minst två. Håll även

koll på vad jämförstjärnorna är för typ av stjärnor. Zeta Aurigae är även den en variabel, men då

mina observationer pågick var den inte i någon förmörkelsefas. Det kan vara bra att sätta

fokusdjupet till oändligt och sedan vrida tillbaka det lite. På det sättet hamnar stjärnorna aningen ur

fokus, vilket gör att ljuset sprids ut över ett större antal pixlar och kan resultera i bättre mätvärde.

Tänk dock på att det finns ett mellanting, för mycket oskärpa kan vara sämre än perfekt skärpa. Här

fick jag tipset att ta ungefär 10 bilder per serie. Mellan varje serie kan man ändra fokusdjupet en

aning för att förhoppningsvis öka chansen att någon av serierna blir av god kvalité5.

5.4 Datareduktion och kalibrering

När man sedan går vidare till att i datorn analysera den data man fått genom observationerna finns

det ett flertal sätt att gå tillväga på. Beroende på vilken programvara man använder sig av så

varierar arbetsgången. Jag använde mig, som nämndes i "Metod & Material", av IRIS. Målet är

dock detsamma: att reducera mängden data och förbättra kvalitén. Skälet till att man under

observationen tar ett antal bilder med samma inställningar är för att dessa skall stackas, det vill säga

läggas ovanpå varandra. Tanken är att förhållandet mellan fotonerna från stjärnorna och fotonerna

från bakgrunden skall öka och därmed resultera i ett bättre värde.

IRIS är ett program som klarar av samtliga steg som utförs från stackning till att reducera bort felen

som registrerades med hjälp av darks och flats och slutligen mäta en instrumentell magnitud för, i

det här fallet, Epsilon Aurigae. Programmet har relativt hög inlärningströskel, men då det redan

finns tydligt upplagda instruktioner att tillgå kommer jag inte i detalj gå igenom proceduren.6

När en slutgiltig bild har framställts av de olika delbilderna från observationen mäts en

instrumentell, alltså skenbar, magnitud på stjärnan. Det kallas skenbar magnitud eftersom stjärnorna

befinner sig på mycket olika avstånd från oss sett. En absolut magnitud är däremot när man tagit

med aspekter som avstånd tagits med i beräkningen. Till exempel så upplever vi vår sol som mer

ljusstark än stjärnan Sirius, trots att den senare är många gånger större och ljusstarkare, men ligger

mycket längre bort från oss än solen. Dessa värden är från början lite intetsägande, i mitt fall blev

det okalibrerade värdet på jämförstjärnan Eta Aurigae -13,433. Om stjärnan är starkare ju mindre

värdet är, så är värden under 0 inte rimliga. För att få värdena kalibrerade lägger man till en

konstant, alltså en verifierad magnitud som redan uppmätts för objektet och dokumenterats av

astronomer. När man väl kalibrerat med hjälp av en stjärna så ser man lättare om värdena är

rimliga.7 När dessa steg, från instrumentella magnituder till ett faktiskt värde för Epsilon Aurigaes

magnitud, genomförs är en hel del matematik involverad. För att underlätta arbetsgången finns

färdiga kalkylblad att tillgå, som är upplagda för att man i princip enbart skall fylla i sina

kalibrerade, eller okalibrerade, värden på mål- och jämförstjärnor, tillsammans med datum, tid och

koordinater för observationen, och i slutändan få ut ett värde.8 Efter en del hjälp från Thomas

Karlsson, svensk amatörastronom aktiv inom Citizen Sky, fick jag värdet 3,730 för Epsilon Aurigae,

observerat den 23 januari 2011. Detta var inte speciellt långt ifrån andra observerade värden runt

samma tidpunkt.9

5 Se Bilaga 8.1, (Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 8 februari 2011 15:08), s 15

6 Se http://www.citizensky.org/teams/dslr-documentation-and-reduction/iris-tutorial och Bilaga 8.1, (Thomas Karlsson

> Henrik Sonnergård, 26 januari 2011 16:22), s 10

7 Se Bilaga 8.1, (Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 6 februari 2011 15:01), s 12-13

8 Jag använde mig av följande kalkylbland, efter rekommendation från Thomas Kalsson:

http://www.citizensky.org/sites/default/files/Photometry4.xls

9 Se Bilaga 8.1, (Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 8 februari 2011 15:08), s 15

7

6 Slutsatser

"Everyone, regardless of science background, can play a role in the Citizen Sky Project... discover

yours!"10, skriver Citizen Sky på förstasidan av sin hemsida. Detta motiverade mig att i början av

hösten 2010 ge mig i kast med DSLR-fotometri. Sett ur backspegeln så tycker jag att jag lyckades

nå de mål jag satt upp, även om arbetet fick förändras på grund av oförutsedda händelser. Den

största insikten var att fotometri är avancerat. Min ursprungliga plan var att under två-tre veckor

lära mig samtliga moment, från observation till kalibrering, för att sedan genomföra ungefär två

observationer i veckan som jag skickade in till AAVSO. Totalt lyckades jag med två observationer,

varav en hade tillräckligt bra kvalité för att ett godkänt värde på Epsilon Aurigaes magnitud vid den

tidpunkten kunde erhållas. Främsta skälet till det var att de olika momenten tog sin lilla tid att

behärska. Darks och flats, som beskrevs i 5.3, går att få fram på olika sätt och tankarna om det är

många. Vissa påstår att båda delar skall genomföras vid varje observationstillfälle, under exakt

samma förhållanden, medan vissa å sin sida hävdar att det räcker att tagit flats och darks en gång,

eller att den ena eller den andra inte spelar så

stor roll för slutresultatet. Allt detta är givetvis

individuellt när det gäller en metod som inte har

exakta manualer att tillgå, amatörastronomer

utvecklar sina egna små metoder beroende på

hur deras omständigheter och möjligheter ser ut,

beroende på vilken teknik de använder, och så

vidare. Att utveckla och förfina den metod som

visar sig fungera bäst för en själv kan ta tid,

antingen månader eller år beroende på hur

mycket tid man har att lägga ner.

På samma sätt förhåller det sig med

datareduktions- och kalibreringsmomentet.

Programvaran som jag använde var mycket

kompetent, kalkylbladet som tillhandahölls av

Thomas Karlsson via Citizen Sky var effektivt,

men båda delarna krävde en hel del tid för att

kunna sätta sig in i hur det skulle användas på

bästa sätt. Thomas hjälp och vägledning via mail

(Bilaga 8.1) var till oerhörd hjälp och utan den

hade jag förmodligen inte klarat av de delar jag

gjorde i IRIS. Även min andra (och sista) observation lämnade en hel del att önska, som Thomas

skriver till mig efter att han testat att analysera bilderna själv.11 Nu gick det i alla fall att få ut en

godkänd magnitud för Epsilon Aurigae, men många små saker hade kunnat göras bättre och i

slutändan förmodligen ge ett mer exakt resultat. Det var i sig en del av projektet, att lära sig hantera

situationer som var obekanta, när problem uppstod och att faktiskt lösa dem på, under de

omständigheter som var, bästa möjliga sätt.

Oturligt nog så försvann en av mina källor temporärt under den sista månaden med det här

projektet, AstonomiGuiden.com. Den stängdes plötsligt och utan förvarning ned för underhåll. Från

att jag i augusti började fundera över idéer till att jag började arbeta med fotometri skrev jag

löpande i deras forum, där jag tillbaka fick råd och tips från flera medlemmar. Att få personlig

feedback på svenska var till stor hjälp under flera av momenten där jag hade frågor och jag kunde

även få information från andra amatörastronomer om hur deras observationer fortskred.

Bortsett från begränsad tidsåtgång, otur med väderlek och andra faktorer som spelade in så är min

slutsats att citatet från Citizen Sky som jag inledde detta avsnitt med stämmer. Alla kan hjälpa till i

10 http://www.citizensky.org/

11 Se Bilaga 8.1, (Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 8 februari 2011 15:08), s 16

8

Illustration 4: Penna och papper visar sig ibland vara

enklare. Beräkning av Epsilon Aurigaes absoluta

magnitud.

ett sådant här projekt, men alla kanske inte kan göra allt. Visuella observationer med blotta ögat kan

man lära sig behärska på relativt kort tid utan någon förkunskap och om dessa observationer skickas

in spelar de alltid en roll i det slutgiltiga resultatet. Vissa kanske kan lära sig behärska konsten att ta

mycket bra bilder av Epsilon Aurigae, men klarar inte av datareducering och kalibrering. Då kan all

observationsdata lämnas över till någon som kanske inte äger en systemkamera och inte kan utföra

det momentet, men har god vana inom en programmiljö som IRIS. Även om jag inte lyckades lära

mig samtliga moment inom DSLR-fotometri under ett drygt halvår så har jag fått en grundläggande

insyn i hur det går till, jag har lärt mig olika sätt att gå tillväga och har även fått testa på hur det går

till rent praktiskt, även om mina faktiska resultat ej blev av den kaliber att de kan användas i

forskningen.

"Photometry is a beautiful thing: equal parts science and art, equal parts frustration and

reward"12, är de inledande orden till artikeln om fotometri på CitizenSky.org. Detta skriver jag

villigt under på. Ibland spenderas flera kvällar vid datorn i frustration över felmeddelanden under

datareduceringen, uppmätta värden stämmer inte överens, matematiska formler vill inte fungera.

Emellanåt får jag pussla ihop en egen lösning som kanske fungerar för stunden, ibland får jag

kassera all data och börja om på nytt. Men när det väl löser sig och svaren jag får leder till förståelse

och insikt i ett större sammanhang, när jag känner att all energi man lägger ner faktiskt leder till

något bestående för fler än mig själv, då motiveras jag att fortsätta och sakta men säkert lära mig

mer och mer.

12 http://www.citizensky.org/content/photometry

9

7 Litteraturförteckning

http://www.aavso.org/variables-what-are-they-why-observe-them

http://www.citizensky.org/content/intro-dslr-imaging

http://www.citizensky.org/content/star-our-project

http://www.citizensky.org/content/photometry

http://en.wikipedia.org/wiki/Auriga_%28constellation%29

http://www.citizensky.org/teams/dslr-documentation-and-reduction/dslr-imaging-tutorial

http://www.citizensky.org/teams/dslr-documentation-and-reduction/iris-tutorial

Bilaga 8.1, Mailkonversation med Thomas Karlsson

7.1 Bildkällor

Illustration 1: http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Auriga_constellation_map.png

Illustration 2: http://www.citizensky.org/sites/default/files/media/Kloppenborg2010-

SyntheticSaturationCurve.png

Illustration 3: Henrik Sonnergård, 23 januari 2011

Illustration 4: Henrik Sonnergård, 6 februari 2011

10

8 Bilagor

8.1 Mailkonversation med Thomas Karlsson

(ord inom [ ] är korrigerade stavfel, tolkade utifrån sammanhanget)

(Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 26 januari 2011 16:22)

Hej.

Hittade din mail-adress på din webb-sida. Här kommer lite mer info om hur jag gör. Jag såg att du

har en [Nikon-kamera], jag har en Canon, vet inte om det blir nån skillnad i proceduren... Flat och

darkbilder har vi ju redan pratat om på AG, hoppar över den biten. Vet inte hur långt du kommit i

övrigt och hur mycket du bekantat dig med Iris, du får gärna komma tillbaks om det som är oklart.

- Gör först mappar som heter "flat", "offset", "epsaurxx" där du sparar RAW-bilderna från kameran.

- Om du inte redan gjort det får du i Iris ställa in vilken kameratyp du har, gör du genom att klicka

på kamera-knappen

- Gå sen in under "File -> Settings" i Iris. Kolla vad som står i "scriptpath", spara *.pgm filerna i

mailet dit. "Working path" sätter du till offset-mappen som du skapade ovan. "File type" sätter du

till FITS.

- Skapa offset-bild: Använd "Digital Photo - Decode Raw Files". Allt minimeras och ett fil-fönster

dyker upp. Dra RAW-darkbilderna till fönstret, fyll i "o" i Name och klicka "->CFA". Du får o1.fts,

o2.fts osv. i dark-mappen. Välj sen "Processing -> Make an offset". Fyll i generic name "o" och

antalet offset-bilder du tagit. Spara den genom "File -> Save" och döp den till "offset".

- Skapa flat-bild: Kopiera offset.fts till flat-mappen. Ändra "working path" under "File -> Settings"

till flat-mappen. Använd "Digital Photo - Decode Raw Files". Dra RAW-flatbilderna till fönstret,

fyll i "f" i Name och klicka "->CFA". Du får f1.fts, f2.fts osv. i flat-mappen.Välj "Preprocessing ->

Make a flat-field". Fyll i: Generic name: f, Offset: offset, Nomalization value: 5000, Number:

antalet flat-bilder du fotade. Tryck på "Command"-knappen och skriv ">run norm-flat" (ger en fin

och vit flat-bild). Spara flat-bilden med "File -> Save" och döp den till "flat".

- Processa Epsilon-bilderna: Kopiera offset.fts och flat.fts till epsaurxx-mappen. Ändra "Working

path" till epsarxx-mappen. Döp om RAW-filerna på epsilon till img001.*, img002.* osv. Om du har

10 raw-bilder kan du direkt i kommando-fönstret skriva ">run proc10", annars måste du först

modifiera proc10.pgm. Slutresultatet finns i filen proc10.fts

- Mäta stjärnorna: Använd mitt medskickade excel-ark. Det står lite instruktioner på första fliken.

Jag använder programmet TeleAuto för att göra mätningen, men det går i Iris också. Använd

Threshold-kontrollen för att få en lagom ljusstyrka i bilden. Enklast är PSF-mätning. Välj "Analysis

-> Display Data", så får du upp ett infofönster. Dra en rektangel runt en stjärna t.ex lambda Aur,

högerklicka och välj "PSF" i Output-fönstret får du en råmagnitud. Detta blir nåt negativt tal, säg

-13, om du vill ha skalan mer normal räknar du ut 13+4.693 (lambdas magnitud) = 17.693 och

fyller i det under "Analysis -> Magnitude constant". Mät epsilon + ett antal av de stjärnor som är

med i excelarket och fyll i deras värden i fliken "Input". Mer exakt mätning i Iris är med apperturemetoden.

"Analysis -> Apperture photometry". Använd Circle nr: 3, fyll i "Magnitude constant" och

ändra Radius 1. Kolla först vilket värde du fick på HWFM med PSF-metoden. Radius1 ska sen vara

2-2.5 gånger detta värde. Radius2 och Radius3 kan vara ca x2 och x3 av värdet för radius1. Detta är

radien av de cirklar man mäter stjärnan med. Här kan man behöva pröva sig fram vilka värden som

ger bäst resultat.

Beskrivning av proc10.pgm

-------------------------------------

loadcfa img001 --- Öppna RAW-bild img001.*

11

save a1 --- Sparar bilden som a1.fts

loadcfa img002 -- Öppnar nästa, här får du anpassa antalet rader efter hur många bilder du har.

save a2

loadcfa img003

save a3

loadcfa img004

save a4

loadcfa img005

save a5

loadcfa img006

save a6

loadcfa img007

save a7

loadcfa img008

save a8

loadcfa img009

save a9

loadcfa img010

save a10

sub2 a offset c 0 10 --- Subtraherar offset.fts från bild a1-a10 och sparar resultatet som c1-c10. Har

du inte 10 bilder ändra 10 till rätt antal.

div2 c flat c 5000 10 -- Dividerar c1-c10 med flat.fts och skriver över c1-c10 med resultatet.

Samma här att du får ändra 10 om annan antal bilder.

mult2 c c 0.25 10 --- Multiplicerar alla pixlars värde i c1-c10 med 0.25, sparar i c1-c10, andra 10

vid behov. Detta görs för att det inte ska bli overflow i nästa steg.

binxy2 c c 2 10 --- Summerar i c1-c10 varje 2x2 pixel (2 gröna, 1 blå, 1 röd pixel) till en ny pixel,

sparar i c1-c10, ändra 10 vid behov. Bilden blir nu 1/4 av den ursprungliga och svartvit, men data

från alla pixlar är bevarade.

setregister 2 -- Parameter till coregister

setfindstar 10 -- Parameter till coregister. Ska INTE ändras om antalet bilder inte är 10.

coregister2 c cal 10 -- Alignar alla delbilder i c1-c10, sparar i cal1-cal10. Stjärnorna [hamnar] nu

på samma pixlar mellan de olika [bilderna].

add_mean cal 10 -- Stackar (beräknar medelvärdet av varje pixel) i cal1-cal10 och skapar en ny

bild.

save proc10 -- Sparar den stackade bilden som proc10.fts

remove@ --- Raderar arbetsfiler Iris skapat. a1-a10, c1-c10, cal1-cal10 ligger dock kvar och kan

också tas bort, fast det får man göra manuellt.

LYCKA TILL

Thomas

(Henrik Sonnergård > Thomas Karlsson, 2 februari 2011 16:52)

Hej Thomas, tack för en väldigt grundlig genomgång av programmet. Jag stöter dock på problem

gällande filformaten. Körde PIC när jag gick igenom CitizenSky's övningar, men bytte till FTS nu

när jag körde efter din metod. Dock, oavsett om jag väljer FIT eller FTS i IRIS så sparar det

bilderna som .fit, och när jag t ex gör flatbilden och behöver använda den tidigare offset-bilden så

påstår den att den inte hittar filen, just för att den letar efter offset.fts. Jag döpte helt sonika om den

till .fts, och den jobbade vidare, men funderar på om allt gick rätt till. Hur kommer det sig att den

sparar i .fit oavsett, och sedan frågar efter .fts? Är det någon skillnad på de två formaten, eller är det

ungefär som .htm/.html?

12

(Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 2 februari 2011 20:45)

Hej.

Jag tror det är en bug i programmet vid "File -> Save". Jag har också fått döpa om filändelsen för att

det ska funka. Tror inte det är nån skillnad på fit/fts.

/Thomas

(Henrik Sonnergård > Thomas Karlsson, 6 februari 2011 12:30)

Aha. Försökte igen nu, men stöter på patrull i divisionssteget. Får felmeddelande om att c1.fts har

ett inkompatibelt filformat. Ännu en bugg, förväntar den sig fit? För i det här skedet sparar den ju

som fts. Testade att ändra till fit-inställning i Settings, då säger den likväl att c1.fit är inkompatibel.

(Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 6 februari 2011 13:45)

Detta känner jag inte igen. Det kanske är nån skillnad på FIT och FTS ändå. Kolla så att du inte

använt t.ex FIT när du gjorde flat-bilden och FTS nu eller tvärtom. [Gick] steget sub2 igenom, så att

du fått c1, c2... bilder? Om så, pröva att skapa om flat-bilden.

/Thomas

(Henrik Sonnergård > Thomas Karlsson, 6 februari 2011 14:12)

Kan vara det som är problemet, växlade när det uppstod problem. Jag körde en ny omgång efter

CitizenSky's modell med PIC istället, vad är den stora skillnaden? Sitter nu och försöker mäta

magnituderna i IRIS med PSF, förstår inte riktigt dina instruktioner. De jämförstjärnor jag använde

mig av vid min senaste observation var eta och zeta (upptäckte sedan att zeta också var en

variabelstjärna, kanske inte så smart att använda den då). Får ett förstavärde (när jag markerar eta

med en rektangel i PSF) på -13,433. Sedan tog jag det värdet (utan minus) och adderade med etas

magnitud, 3,138 (=16,571). Fyllde i det under "Magnitude constant", men sen då? Testade att kolla

magnituden igen på eta, fick då samma som den korrekta magnituden.

Men vilket värde skall jag ange under instrumental magnitud i excel-arket? Det första mag-värdet

utan minustecken? Den sammanräknade av förstavärdet och den korrekta magnituden? Skall

magnitudkonstanten som jag i det här fallet fyllde i för eta stå kvar när jag mäter zeta och sedan

epsilon med PSF också?

Skjuter iväg några frågor så att jag begriper vad jag gör. Allting känns väldigt nytt och halvt

obegripligt.

(Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 6 februari 2011 15:01)

Hej.

PIC är ett internt format som bara Iris förstår, ska man inte öppna bilden i ett annat program kan

man [använda] det också. FTS är en generella standard för astronomi-bilder som alla astroprogram

klarar av.

Zeta Aur är också en förmörkelsevariabel, med perioden 3 år. När den inte är förmörkad är den

konstant så det går att använda den. Den var förmörkad senast mars 2009 och nästa gång november

2011.

Du gjorde rätt vid kalibreringen, att du fick 3.138 för eta betyder att du kalibrerat med hjälp av den

13

stjärnan. Du fyller i 3.138 för eta och sen mäter du andra stjärnor och fyller i deras värde i

Instrumental magnitude. Kalibreringen gör du alltså bara en gång. Du kan välja att använda de

okalibrerade värdena -13.433 osv., excelarket räknar ut de rätta värdena ändå, men man ser lättare

om man får rimliga värden om man gör kalibreringen först och använder de värdena.

Kalibreringen innebär helt enkelt att du lägger till ett konstant värde till alla magnituder. Den

inbördes relationen mellan stjärnorna som mäts är samma varken man fyller i magnitudkonstanten

eller ej, men man får då såna konstiga värden på magnituden (som -13.433)

Du verkar nästan imål nu!

/Thomas

(Henrik Sonnergård > Thomas Karlsson, 7 februari 2011 20:16)

Hej igen,

tack för alla svar, går sakta men säkert framåt. Gjorde kalibrering för eta, fick 3,138 som jag sa.

Detta gav sedan 3,190 för zeta och 3,464 för epsilon (med PSF-metoden). La in värdena i excelarket

och kikade på fliken result, antog att det var där jag skulle kolla. Fältet V Average (ett av de fyra

gröna) säger då 6,411, det låter väldigt lite? Har jag läst av bladet fel, eller gjorde jag något fel

under kalibreringen? Bilderna tog jag 23 januari, försökte jämföra med era värden i tråden för

Epsilon Auriga.

(Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 7 februari 2011 21:15)

Hejsan.

Rätt mycket trix är det med fotometri, du har ändå kommit långt tycker jag.

Om du ska använda excelarket måste du fylla i alla rader för jämförstjärnor, annars räknas

magnituden för dem som 0 och då blir beräkningen helt fel. För de stjärnor du inte använder måste

deras rader tas bort på alla flikar. Det ska bara va att markera raderna, högerklicka och välja "Ta

bort". 6-8 stjärnor tror jag är minimum om man ska räkna ut koefficienterna riktigt, men ju fler dess

bättre. I Error-kolumnerna på Result-fliken ser du det inbördes felet mellan jämförstjärnorna, då får

man en bra uppfattning om kvaliteten i bilden. Du har väl fyllt i rätt datum/tid och longitud/latitud i

excelarket?

Annars är det enklaste att bara som du gjorde mäta direkt och använda det resultatet direkt. Du bör

då använda en kalibreringsstjärna som är så lik i färg som epsilon som möjligt, bäst är då lambda

Aur. Och också ta foton när epsilon står så högt på [himlen] som möjligt, det är det ju en bra tid för

nu.

3.190 för zeta och 3.464 för epsilon verkar inte helt bra. Om jag sätter eta till 3-138 får jag ca 3.90

för zeta och 3.85 för epsilon (detta är de instrumentella magnituderna eller Vi). De korrigerade Vmagnituderna

i excelarket ska bli ca 3.75 för båda.

Du kanske ska pröva utan flatbild och se så inte den blivit helt fel. Kolla också så att inte stjärnorna

blivit överexponerade. [Öppna] bild a1, a2 osv i Iris, dra en rektangel runt olika stjärnor,

högerklicka och välj Statistics och titta på Max. Här gäller det att veta vad max pixelvärde är för din

kamera. För min Canon är det 16384. Max bör du ju nått för Capella, så testa med den först. För

epsilon och jämförstjärnorna bör du inta ha mer än 2/3 eller 3/4 av maxvärdet, annars är stjärnorna

överexponerade.

14

Om du har du möjlighet att lägga upp dina bilder på nån server kan jag också titta på dem om du

vill.

Hälsningar Thomas

(Henrik Sonnergård > Thomas Karlsson, 7 februari 2011 22:41)

Tog bort de överflödiga fälten, fyllde i datum och long/lat men fick inte riktigt till det, ### på värdet

ut, antar att det är något värde som saknas. I CitizenSky-manualen jag följde från början av

projektet i förra året rekommenderade de minst 2 jämförstjärnor, så är det jag använde nu senast.

Vid den tidpunkten jag fotat, ungefär runt midnatt, så har jag upplevt att den stått högt, övriga

hinder har mest varit månen, moln och dis, men den obsen jag gjorde den 24 (skrev 23 innan, men

var faktiskt på natten till den 24 nu när jag kikade på filerna).

Har inte testat max pixelvärdet ännu, läste om det på CitizenSky, men var något som föll mellan

stolarna, kanske skulle göra det. En annan sak jag funderade på nu var att det uppstod fel vid

stackningen. Hade ju 36 bilder, så när jag försökte stacka dem rapporterade IRIS fel uppåt sjunde,

åttonde bilden, och sedan i princip på varje bild upp till tolfte eller trettonde, då den avbröt med

förklaringen att den hade för många (eller få?) punkter att referera till när den positionerade

bilderna. Minns inte riktigt vad det stod, men var något sånt. Så själva kalibreringen och

mätningarna har jag gjort på de fem första bilderna jag tog.

Har nu ungefär 2 månader kvar till att projektet skall vara klart och inlämnat, börjar känna lite

stress. Har börjat att försöka skriva en redogörelse för hur man går tillväga vid DSLR-fotometri,

och hur jag då har gjort. Samtidigt känner jag mig osäker på hur mycket av det jag gjort är rätt/fel,

och borde kanske hunnit med fler obsar/jobbat mer i IRIS för att kommit in i vanan. Kom tyvärr

igång så sent på grund av många mulna nätter i november/december.

Laddade upp en zip med mina flats, darks och observationer.

http://www.warpfuz.se/nosnas/pa1201/obs/2011-01-24.zip

Tack för all hjälp så här långt, hade verkligen varit svårt att genomföra det här projektarbetet annars.

(Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 7 februari 2011 21:15)

Hej.

Ok, jag ska titta på dina bilder imorgon. Jag känner igen felet du fick vid stackningen. Det betyder

att Iris inte hittar samma stjärnor mellan bilderna och då inte kan lägga samman bilderna på rätt sätt.

Detta kan ge konstigt resultat. Man kan då behöva stacka manuellt. Jag har fått det om [himlen]

varit för ljus eller man fått med andra föremål på bilden (som tak eller grenar).

I Excel får du radera raderna i alla flikar, så ska siffrorna hoppa rätt igen.

Thomas

(Thomas Karlsson > Henrik Sonnergård, 8 februari 2011 15:08)...