AST-404 Gözlemsel Astronomi

AST-404 Gözlemsel
Astronomi
Hafta 5
Gözlem Hazırlığı
Dr. Doğuş Özuyar
17.03.2017
Gökcisimlerinin gözlemlerinde ölçülebilen en temel veri onlardan elektromanyetik ışınım yoluyla
alınan enerjidir. Bu enerjinin ölçülmesine dayanan yönteme ışık ölçümü ya da fotometri denir.
Gözlem
Gözlem Öncesi
Gözlem Sonrası
Gözlem Esnası
Gözlem Öncesi
Gözlem yapılacak gözlemevi ve bu gözlemevinde bulunan
gözlem araçlarının özellikleri doğrultusunda, gözlemi yapılabilecek
yıldızların belirlenmesi ve gözleme hazır hale getirilebilmesi için
gerçekleştirilmesi gereken adımlardır.
• İlgilenilen Astrofizik Problemlerin Tespiti
(örtme-örtülme, pulsasyon, vb.)
• Hedef Cisimlerin Tespiti
(Değişen yıldız, mukayese ve denet yıldızları)
• Yıldız Haritalarının Çıkartılması
• Doğma – Batma Zamanlarının Belirlenmesi
• Evre Hesabı
İlgilenilen Astrofizik Problemlerin Tespiti
Değişen Yıldızlar
• Bir yıldızı değişen olarak tanımlayabilmek için parlaklığında
herhangi bir nedenle bir değişimin gözlenmesi ve bu değişimin
gözlem yapılan araçlarla belirlenebilir olması gerekmektedir.
Değişen Yıldızların Sınıflandırılması
• Tüm modern sınıflamanın temelinde ise aslında iki temel
grubun varlığı yatmaktadır:
1. BÜNYESEL DEĞİŞENLER
Yıldızda gerçekleşen fiziksel süreçlerle oluşan değişimler
2. DIŞTAN DEĞİŞENLER
Yıldızın dışında gerçekleşen süreçlerle oluşan değişimler
Değişen Yıldızların Sınıflandırılması
• Bugün için kabul gören sınıflamanın temeli → IAU’nun
sınıflama konusunda görevlendirdiği ve 1948’de GCVS’yi
hazırlayan grup → 6 temel sınıf
- Püsküren Değişenler
- Zonklayan Değişenler
- Dönen Değişenler
- Kataklizmik Değişenler
- Örten Değişenler
- X-Işın Kaynakları
Zonklayan Değişenler
Dönen Değişenler
Örten Değişenler
Algol türü
Beta Lyrae türü
Yavaş Pulsasyon Yapan B türü yıldız
Öte Gezegenler
W Uma türü
Delta Scuti türü yıldız
Beyaz Cüce + A türü
Yıldız Seçimi
• Fotometrik (ışık ölçümüne dayalı) gözlemler → kullanılan yöntem →
diferansiyel (fark) fotometri
• Diferansiyel fotometri → değişen yıldızın, uzun zaman aralığında
değişim göstermeyen “sakin” bir yıldıza göre parlaklık değişiminin
ölçümü → mukayese yıldızı
• Gözlemlerin daha güvenilir olması → mukayese yıldızının
denetlenmesi → denet yıldızı → uzun zaman aralığında değişim
göstermeyen “sakin” bir yıldız
Yıldız Seçimi
• Mukayese ve denet yıldızlarının tayf türleri değişen yıldızın tayf
türüne yakın olmalıdır (Örneğin G5 tayf türündeki bir değişen yıldız
için seçilecek mukayese ve denet yıldızlarının tayf türleri G0 – K0
aralığında olmalı). Tayf türü farkının fazla olması renk düzeltmesini
gerektirir.
• Mukayese ve denet yıldızları, değişen yıldıza mümkün olduğunca
yakın olmalıdır. Bu sayede gözlem daha hızlı yapılır ve farklı
sönümleme etkisi minimuma indirilmiş olur.
• Mukayese ve denet yıldızlarının görünür parlaklıkları değişen yıldızın
görünür parlaklığına mümkün olduğunca yakın olmalıdır. Bu seçim,
kullanılan dedektörün dinamik aralığı dikkate alınacak şekilde
yapılmalıdır.
TYC 3122-495-1
T35 teleskobu için;
Açıklık = 356 mm
Odak Oranı = f/10
Odak Uzunluğu = F = 3556 mm
Apogee ALTA U47+ CCD kamera
Pixel boyutu = 1024 x 1024 x 13 µ/pixel
12.87 ′
Plak eşeli ve gökyüzünde gördüğü
açısal büyüklük arasındaki ilişki;
V
𝜽
𝐬
=
𝟐𝟎𝟔𝟐𝟔𝟓
𝑭 (𝒎𝒎)
𝜽
𝐬
= 𝟓𝟖″ /𝒎𝒎
(Görüntü Ölçeği)
CCD’nin kenar uzunluğu :
1024 x 13µ = 13312µ = 13.312 mm
CCD’nin gökyüzünde gördüğü alan:
13.312 x 58 = 772.096 ″ = 12.87 ′
12.87 ′
Yıldız Seçimi
• Mukayese ve denet yıldızlarının uygunluğunun kontrolü → katalog
ve literatür bilgileri
• Strasbourg Astronomi Veri Merkezi (Centre de Données
astronomiques de Strasbourg – CDS)
• SAO/NASA Astronomik Veri Sistemi (The SAO/NASA Astrophysics
Data System – NASA ADS)
• Guide programı
TYC 3122-495-1
Strasbourg Astronomi Veri Merkezi
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
Koordinatları : α= 18 45 06.632 δ= +40 11 11.48
Tayf Türü : F5
C2
C1
B parlaklığı : 11.59
V parlaklığı : 11.10
B-V : 0.49
Mukayese : TYC 3122-2875-1
B parlaklığı : 12.74
V parlaklığı : 12.27
B-V : 0.47
Denet: TYC 3122-2341-1
B parlaklığı : 12.49
V parlaklığı : 12.05
B-V : 0.44
V
• Yıldızın bulunduğu alanın kontrol edilmesi için kullanılanılabilecek
programlar:
- GUIDE (Windows tabanlı)
- STELLARIUM (Windows ve Unix tabanlı)
- CELESTIA (Windows ve Unix tabanlı)
- XEPHEMERIS (Unix tabanlı)
Yıldız Haritalarının Çıkartılması
• Guide programının özellikleri
- Farklı kataloglara ait veri tabanları (SAO - Smithsonian Astrophysical
Observatory, PPM - Position and Proper Motion Catalog, the Hubble GSC Guide Star Catalog,...)
- Veri tabanında 15 milyondan fazla cisim
- 180 den 1 (yay saniyesi)’ne kadar istenilen gökcismine ait bölgenin haritası
- Herhangi bir gökcismi üzerinde mouse ile sağa tıklandığı zaman o cisme
ilişkin katalog bilgileri, türü ve bazı fiziksel parametreleri gibi özellikler
- Programın veri tabanına kullanıcı tarafından veri girişi
TYC 3122-495-1
Guide Programı
Koordinatları :
α= 18 45 06.632
δ= +40 11 11.48
Tayf Türü : F5
B parlaklığı : 11.59
V parlaklığı : 11.10
B-V : 0.49
Yıldızın bulunduğu gökyüzü alanı
TYC 3122-495-1
Koordinatları girilen yıldızın yerinin tespiti
Yıldızın bulunduğu gökyüzü alanı
TYC 3122-495-1
CCD’nin görüş alanının belirlenmesi
Yıldızın bulunduğu gökyüzü alanı
TYC 3122-495-1
Optik düzeneğe göre ayarlanmış gökyüzü alanı
Optik düzeneğe göre ayarlanmamış gökyüzü alanı
TYC 3122-495-1
Guide Programı
Koordinatları : α= 18 45 06.632 δ= +40 11 11.48
Tayf Türü : F5
B parlaklığı : 11.59
V parlaklığı : 11.10
B-V : 0.49
Mukayese : TYC 3122-2875-1
B parlaklığı : 12.74
V parlaklığı : 12.27
B-V : 0.47
Denet: TYC 3122-2341-1
B parlaklığı : 12.49
V parlaklığı : 12.05
B-V : 0.44
Doğma – Batma Zamanlarının Belirlenmesi ve
Evre Hesabı
• Gözlemevlerinde farklı cisimlere ilişkin yapılan gözlemler, farklı
birçok hesap gerektirmektedir. Bu hesaplamalardan en
önemlilerinden ikisi gökcisminin doğma-batma zamanları ile
özellikle değişen yıldızlarda kullanılan evre hesabıdır. Bu iki temel
hesap zamana dayalı hesaplamalar olduğundan, bu bölümde
astronomide kullanılan bazı zaman tanımlarıyla ilgili bilgiler vermek
faydalı olacaktır.
Jülyen Günü:
• M.Ö. 1 Ocak 4713 tarihinin öğlen Evrensel Zamanından (UT 12:00)
sonra geçen tam gün sayısıdır. Örneğin 29 Şubat 2008 tarihi için
Jülyen günü 2454526 dır.
Takvim tarihleri tamsayı olan oldukça basit bir takvimdir.
Karşılaştırma, hesaplama ve dönüşüm için çok uygundur.
Astronomide yaygın bir şekilde kullanılmaktadır.
Jülyen Tarihi:
M.Ö. 1 Ocak 4713 tarihinin öğlen Evrensel Zamanından (UT 12:00)
beri geçen kesiksiz gün sayısı ve öğlenden itibaren geçen gün
kesrinin toplamıdır. 29 Şubat 2008 saat 22:30 için JD=2454526.3542
dir. Kesir kısmı UT cinsinden öğleden beri geçen gün kesri miktarıdır.
UT cinsinden gece yarısı da 0.5 değerine karşılık gelir.
Güneş Merkezli Jülyen Günü (HJD):
• Güneş merkezine göre hesaplanan Jülyen günüdür ve bu nedenle de normal
Jülyen gününden kabaca 8 dakika kadar farklıdır. Bu fark, Güneş ışığının Yer’e
ulaşması için geçen zaman kadardır ve yörüngemizin dışmerkezliliği nedeniyle
sürekli değişir.
• Gözlemlerin Güneş merkezine indirgenmesinin önemi → yerel konumdan
bağımsız gözlemsel değerler elde etmek → farklı zamanlarda, farklı
gözlemevlerinde yapılmış gözlemlerle birleştirme
Güneş Merkezli Düzeltme = -K*R*[Cos θ * Cos α * Cos δ +
sin θ * (Sin ε * Sin δ + Cos ε * Cos δ * Sin α)]
Burada,
K = ışığın bir astronomi birimi yolu alması için geçen zaman
=8dk19sn =0d.0057755
R = Yer-Güneş uzaklığının astronomi birimindeki gerçek
değeri.
θ = Güneşin boylamı
ε = Ekliptiğin eğimi=23°27’
α = Yıldızın sağaçıklık değeri
δ = Yıldızın dik açıklık değeridir.
Evre Hesabı
• Yıldız ışığında düzensiz bir değişimden çok periyodik (dönemli) bir ışık
değişimi → her bir çevrimi tekrarlanan bir olay → evre → zamanın bir kesri
olarak 0 – 1 veya 0° - 360° arasında gösterilir.
• Başlangıç zamanı ve dönemi → ışık elemanları
HJD ekstremum ışık = 2451056.2839 + 0g.3207152 x E
T0 → Geçmiş bir zamanda
ışığının minimum olduğu bir
zaman
P → Yörünge
dönemi
Çevrim
sayısı
* Örten değişen bir yıldız için başlangıç zamanı alışılmış şekliyle sistemin ışığının
minimum olduğu zaman (tutulmada birinci minimum zamanının ortası) olarak
alınır. Cepheid veya RR Lyrae türü değişen yıldızları için başlangıç zamanı
genellikle ışığın maksimumda olduğu an olarak seçilir.
• Belirli bir Jülyen günü için, bir yıldızın değişiminde belirli bir anı gözlemek istiyorsanız
bu gözlemin yapılacağı zamana ilişkin evreyi aşağıdaki formül yardımıyla
hesaplayabilirsiniz
• E.e = (HJD - T0)/P
(E  çevrim sayısı, e  evre)
• SW Lac yıldızı için ışık elemanları HJDmin = 2451056.2839 + 0g.3207152 x E olsun.
JD(hel.)= 2454525.4892 (28 Şubat 2008 saat 22:03) tarihi için;
evre = (2454525.4892- 2451056.2839)/ 0g.3207152 = 10816.872
• Hesaplama sonucunda elde edilen 10816 sayısı, gözlemi yapacağınız zaman için bu
sistemin başlangıç zamanından itibaren 10816 çevrim gerçekleştirdiği ve 10817 nci
çevrime başladığı anlaşılmaktadır.
• Bu hesaplamalar ile, gözlenecek yıldızların istenilen tarihte belirli zaman aralıklarına
göre evreleri listelenerek ilgili geceye ilişkin gözlem programı yapılmış olur. Bu sayede
yıldızlara ilişkin minimum-maksimum zamanı veya ışık eğrisi gözlemleri daha
sistematik bir şekilde yürütülebilmektedir.
Doğma – Batma Zamanlarının Belirlenmesi
• İlgili gözlem tarihine ve gözlemevi koordinatlarına göre yıldızların
doğma-batma zamanlarının belirlenmesi → önemli bir gözlem
prosedürü
• Yıldıza ait ekvator koordinatları
(α → sağaçıklık, δ → dikaçıklık)
• Gözlemevinin coğrafi koordinatları
( → enlem,  → boylam)
• Evrensel saat (UT) = 0 iken Greenwich yıldız zamanı (GST),
GST = 0.276919398 + 100.0021359T + 0.000001075T2
T : 1900’den beri geçen yüzyıl sayısı
Yüzyıla denk
gelen gün sayısı
T = (JD - 2415020.0) / 36525
Gözlem yerinin
boylamı
• Yerel Yıldız Zamanı (LST),
Saat biriminden derece
LST = GST + (UT x 15) + λ
birimine dönüşüm
• Gözlem yeri için yıldızın saat açısı (HA),
HA = LST - 
Yıldızın
sağaçıklığı
• Yıldızın ufuk yüksekliği (h),
Sinh = sin * sin + cos * cos * cos(HA)
Gözlem yerinin
enlemi
Yıldızın
dikaçıklığı
Yıldızın saat
açısı
• Evre hesabıyla birlikte yıldızların doğma-batma hesaplarının
da tamamlanmasından sonra artık gökcisimlerinin saat kaçta
hangi evrede ve hangi koordinatlarda olduğunu belirleyerek
ilgili gözlem gecesinde gözlenecek yıldızlara ilişkin detaylı bir
program yapabiliriz
Gözlem Esnası
Üzerinde çalışılacak yıldızın görüntülerini hatasız bir
şekilde analiz edebilmek için uygun kalibrasyon
görüntülerinin alınması ve gözlemin gerçekleştirilmesi için
gereken adımlardır.
• Tüm sistemin açılması
• Kubbenin açılması
• CCD’nin soğutulması
• Dark, Bias ve Flat görüntülerinin alınması
• Gece gözlem planının en ince ayrıntılarıyla gözden
geçirilmesi (Koordinatlar, yıldızın bulunduğu bölge,
parlaklıklar, poz süreleri)
• Hedef yıldızın gözlemi
CCD (Charge Couple Device)
(Yük Bağdaşımlı Görüntü Elemanı)
• Bir tabakanın üstüne dizilmiş ışığa duyarlı foto diyotlardan oluşan sisteme
CCD denir. Basitçe, ışık sinyalini elektrik sinyaline çeviren devre elemanlarıdır.
Bunlar, düşen ışığı elektrik gerilimine çevirirler. Matrix gerilim, bir analogdijital (A/D) çevirici ve işlemci vasıtası ile resime çevrilir.
CCD Dedektörlerle Fotometri
•
•
•
•
•
•
Yüksek kuantum etkinliği (~%90)
Dijital veri üretme ve saklama kabiliyeti
Düşük aletsel gürültü
Hafif ve kompakt yapıları
Doğrudan görüntüleme kapasiteleri
Düşük enerji ve bakım maliyetleri
İdeal bir ortamda, bir piksele düşen her foton için tam olarak bir elektron
üretilmelidir. Sonrasında üretilen bu elektronlar hatasız olarak sayılıp dijital
bir sayıya dönüştürülmeli ve sonuç olarak, her bir piksele ne kadar ışık
düştüğü kesin bir şekilde belirlenebilmelidir.
Ancak, ne yazık ki ışığın piksel değerlerine dönüştürülmesi sürecinde farklı
faktörler devreye girer. Bu faktörlerin etkileri, piksel değerlerinde istenmeyen
değişimler (gürültü) olarak ortaya çıkarlar ve görüntünün olması gerekenden
farklı görünmesine neden olurlar.
Giderilmesi Gereken Etkiler
 Okuma Gürültüsü
 Dedektörün kendi ürettiği elektronlar
 Termal elektronlar
 Dedektör cevabının yüzey boyunca değişimi
Okuma Gürültüsü (Read Out Noise)
• Her bir pikselin, üzerine düşen foton sayısına verdiği cevabı ölçmek için
yapılan okuma işlemi sırasında, sistem tarafından üretilen elektronlardan
doğan istenmeyen bir etkidir.
• Okuma gürültüsü, verilen poz süresinden bağımsızdır ve her CCD için sabit
bir değerdir. Ankara Üniversitesi Rasathanesi T35 Teleskobu'nun CCD
dedektörü için okuma gürültüsü değeri 11.56 elektrondur.
Taban Gürültüsü ve Bias Görüntüleri
• CCD’de bulunan her bir piksel üzerine hiç ışık düşmese dahi sürekli olarak
elektron üretir. Bu elektronlar her pikselde birbirine yakın ama ayrı
miktarlarda bulunur ve taban gürültüsünün kaynağıdır. Bu elektronlardan
kaynaklanan sayımları, toplam sayımdan çıkarmak gereklidir. Her ne kadar
çok yakın değerler alsa da bu elektronlardan kaynaklanan sayımlar
pikselden piksele ve gece boyunca değişir.
• Bu etkiyi gidermek için, gözlem başında, gözlemi etkilemeyecek şekilde
gecenin belirli bölümlerinde ve gözlem sonunda sıfır saniye poz süresiyle
CCD'nin üzerine hiç ışık düşürülmeden görüntüler alınır. Bu görüntülere
“bias görüntüleri” denir.
Temel Gürültü
Sıfır Poz Süreli Dedektör
Üzerine Işık Düşürülmeden
Alınan Görüntüler
Ankara Üniversitesi Rasathanesi
Apogee Alta U47 CCD’si örnek bias
görüntüsü
Kara Akım Gürültüsü ve Dark Görüntüleri
• Silikon atomlarının poz süresi boyunca sıcaklığa bağlı olarak
uyartılmasından dolayı ortaya çıkan elektronlar, kara akım adı verilen ve
görüntülerde istenmeyen bir gürültü oluştururlar. Kara akım sistemin
sıcaklığına oldukça hassastır. Bu nedenle astronomi amaçlı kullanılan
CCD'ler çok iyi soğutulur. Örneğin, T35 Teleskobu’na bağlı CCD -20 ºC 'ye
kadar elektronik olarak soğutulmaktadır.
• Gözlemlere başlamadan önce CCD'nin bu değere kadar soğutulması ve
sıcaklığının bu değerde kararlı hale gelmesi sağlanır. Her ne kadar CCD çok
iyi soğutulsa da bir kara akım üretir. Bu etkiden görüntüleri arındırmak için,
görüntülerin alındığı poz süresine eşit sürede fakat CCD dedektör üzerine
ışık düşürülmeden görüntü alınması gerekir. Bu görüntülere “dark
görüntüsü” adı verilir.
Karanlık Görüntü
Gözlenen Yıldız İle Eşit Poz
Süreli, Dedektör Üzerine
Işık Düşürülmeden Alınan
Görüntüler
Ankara Üniversitesi Rasathanesi
Apogee Alta U47 CCD’si örnek dark
görüntüsü
CCD Dedektörün Cevabının Yüzey Boyunca Değişimi ve
Flat Görüntüleri
•
CCD’lerde her piksel, üzerine düşen fotona farklı cevap verir. Yani, ışığa verilen cevap
yüzey boyunca tekdüze olmaz.
•
Bir pikselden diğerine tekdüzelikten küçük sapmalar (piksel boyutlarının eşit olmaması
nedeniyle) olduğu gibi, CCD'nin bir bölgesinden diğerine tekdüzelikten daha büyük
sapmalarla (silikon kalınlığındaki farklardan) karşılaşılabilir.
•
Piksellerin aynı miktarda ışığa farklı tepkiler vermesi, değerleri bir çarpan olarak etkiler.
•
Görüntüleri bu sorundan arındırmak için piksellerin ışığa verdiği tepkiler
modellenmelidir. Bunun için CCD yüzeyinin her noktasına aynı miktarda ışık düşürülür.
• Bunun için alacakaranlık düz alan görüntüleri almak gerekir.
• Teleskoplar gökyüzünde çok dar bir alan görürler. Gökyüzünde, içerisinde yıldız
görülmediği sürece bu alan boyunca ışık şiddeti sabit kabul edilebilir.
• Düz alan görüntüsü alınırken teleskop, CCD piksellerinin hemen doymaması için
alacakaranlıkta gökyüzünde, ufuktan en az 20º yukarıda bir noktaya çevrilir.
• Alacakaranlık görüntüsü alınırken görüntünün içine yıldız girmemesine dikkat
edilmelidir. Poz süresi buna izin vermeyecek şekilde belirlenir.
• Ayrıca bulutlu havalarda düz alan görüntüsü alınmaz. Bulut içerisinde dar bir alanda
dahi ışık şiddeti değişim gösterir. Ancak parçalı bulutlu havalarda açık olduğundan emin
olunan bir bölgeden düz alan görüntüsü alınabilir.
• Önemli olan görüntüsü alınan alan boyunca ışık şiddetinin değişmemesi, tüm piksellere
eşit miktarda ışığın düşürülmesidir.
Düz Alan Görüntüsü
Uygun Poz Süreli, Dedektör
Üzerine Her Noktaya Eşit
Miktarda Işık Düşürülerek ve
Gözlem Yapılan Her Filtrede
Alınan Görüntüler
•
Sabah güneşten doğmadan önce
doğudan, akşam üzeri güneş
batmadan
önce
batıdan
alacakaranlık görüntüsü almak, bu
bölgelerde gökyüzünün parlaklığı
çok hızlı değiştiğinden doğru
değildir.
Ankara Üniversitesi Rasathanesi
Apogee Alta U47 CCD’si örnek flat
görüntüsü (R Bandı)
Vignetting (Örtü) ve Fringing (Saçaklanma)
• Vignetting etkisi gelen ışığa verilen tepkinin yüzey
boyunca değişmesi nedeniyle oluşan görüntü
bozulmalarından birisidir. Bu etki, kullanılan ikincil
mercekler, filtreler gibi optik elemanların ya da
koruyucu camların, gelen ışığın CCD’nin tüm yüzeyi
üzerine aynı açıyla düşmesini engellemesi nedeniyle
oluşur.
Fringing ya da saçaklanma, arkadan aydınlatmalı,
inceltilmiş CCD dedektörlerde ışığın bir bölümünün CCD
çipin silikon yüzeyi tarafından soğurulmadan geçmesi ve
CCD’nin tabanından yansıması nedeniyle oluşur.
Gözlem Esnası
!!!!! Gözleme astronomik tan vaktinden 1.5 – 2 saat önce çıkılmalıdır.
•
•
•
•
•
Tüm sistemin açılması
Kubbenin açılması
CCD’nin soğutulması
Dark, Bias ve Flat görüntülerinin alınması
Gece gözlem planının en ince ayrıntılarıyla gözden
geçirilmesi (Koordinatlar, yıldızın bulunduğu bölge,
parlaklıklar, poz süreleri)
• Hedef yıldızın gözlemi
Flat Görüntülerinin alınacağı filtreler önceden bilinmelidir !!!
B
V
R
445 nm
551 nm
658 nm
T35 teleskobunda
 Johnson UBVRI
 Strömgren uvbyHβ
 RGB filtreleri
bulunmaktadır.
Diyelim ki Vilnius filtreleri mevcut.
Akşam flati alınmak istenirse filtreler hangi sırada kullanılmalıdır?
Poz Süresi
1 SN
2 SN
3 SN
• Teleskobun takip duyarlılığı ve yıldızın parlaklığına göre belirlenir !!
• SNR > 100 olacak şekilde belirleme yapılır.
1 SN
10 SN
30 SN
V bandında parlaklığı 13 kadirin üstünde olan sönük yıldızlar iyi sonuç vermez. Diğer bantlarda
daha uzun poz süreleri kullanmak gerekebilir. Özellikle U bandında çok uzun poz süresi vermek
gerekmektedir. Takip 60 saniyeden fazla poz süreleri için güvenilir değildir.
Gözlem Sonrası
Astronomik tan vaktinin gelmesiyle birlikte gözlemin
sonlandırılması ve bunun için gereken adımlardır.
•
•
•
•
Sabah düz alan görüntüleri
CCD’nin ortam sıcaklığına getirilmesi
Sistemin kapatılması
Kubbenin kapatılması
Veri İndirgeme
 Maxim DL
 IRAF (ya da PyRAF)
 C-Munipack
 IDL, Python, C ...
Özetle

















Harita hazırlanması
Ufuk yüksekliklerinin belirlenmesi
Evre hesabının yapılması
Hava kararmadan 2 saat önce gözleme çıkılması
Sistemin açılması
Kubbenin açılması
CCD’nin soğutulması
Filtrelerin belirlenmesi
Flat görüntüsünün alınması
Poz süresinin belirlenmesi
Yıldızın görüntülerinin alınması
Poz süresine göre dark görüntülerinin alınması
Bias görüntülerinin alınması
CCD’nin ısıtılması
Sistemin kapatılması
Kubbenin kapatılması
Verilerin indirgenmesi
Gözlem Öncesi
Gözlem Süresince
Gözlem Sonrası