_1877607562.jpg)
_1475239688.jpg)
Niebo przez lornetkę - M5
1. Gromada kulista M5
Odcinki poświęcone dwóm najładniejszym gromadom kulistym nieba północnego czyli M13 i M3 już za nami. Teraz przyszedł czas na trzeci obiekt tego typu czyli gromadę M5, która wcale nie jest mniej efektowna, a już na pewno nie mniej ciekawa od dwóch poprzednich.
 |
|
| Obiekt: | Messier 5 |
| Inne nazwy: | NGC 5904 |
| Gwiazdozbiór: | Wąż (Ser), Głowa Węża (Serpens Caput) |
| Typ: | Gromada kulista |
| Jasność obserwowana: | 5.6 magnitudo |
| Rozmiar kątowy: | 23 minut łuku |
| Najlepsza widoczność: | wiosna |
| Zdjęcie: | Adam Block, University of Arizona, Wikipedia |
Gromadę Messier 5 odkrył niemiecki astronom Gottfried Kirch w 1702 roku. Pierwszej rejestracji dokonał obserwując kometę C/1702 H1 odkrytą przez swoją żonę. W roku 1764 Charles Messier dopisał ją do swojego katalogu obiektów mgławicowych, opisując ją jako wyraźną mgławicę bez śladu pojedynczych gwiazd. Dopiero w roku 1791 William Herschel, dysponując dużym teleskopem, rozdzielił M5 na poszczególne gwiazdy doliczając się ich aż 200. Dziś wiemy, że jest ich tak naprawdę prawie pół miliona, przez co M5 jest zaliczana do największych i najmasywniejszych gromad naszego nieba.
 Gromada kulista M5. Fot. R.J. Vanderbei. Źródło: Wikipedia |
M5 leży prawie na równiku niebieskim - formalnie zaliczamy ją jeszcze do obiektów nieba północnego, bo jej deklinacja jest dodatnia i wynosi troszkę ponad 2 stopnie. Leży ona w konstelacji Węża. Podanie tej informacji nie wystarcza do łatwego jej odnalezienia, bo Wąż, jako jedyny z gwiazdozbiorów, jest podzielony na dwie części. Głowa Węża (Serpens Caput) leży na północny-zachód od dużej konstelacji Wężownika, a Ogon Węża (Serpens Cauda) na wschód od niej.
 Widok na południową część horyzontu w Polsce pod koniec maja o północy. |
Najjaśniejszą gwiazdą Węża jest Unukalhai czyli Alfa Ser o jasności 2.6 magnitudo. Leży ona w Głowie Węża i jest dobrym drogowskazem do M5, bo gromadę odnajdziemy niespełna 10 stopni na południowy-zachód od niej, niedaleko granicy z konstelacją Panny.
 Mapa Głowy Węża z zaznaczonym położeniem gromady M5. |
M5, w dobrych warunkach, jest na granicy widzialności gołym okiem. Nie będziemy mieć więc najmniejszych problemów z dojrzeniem jej przez nawet małe lornetki o obiektywach klasy 30-50 mm. Używając tak niewielkich instrumentów będziemy jednak w stanie zobaczyć tylko to, że M5 różni się od gwiazd, pokazując lekko rozmytą strukturę. Przeglądowe lornetki klasy 8x56 czy 9x63 pokażą nam już wyraźną mgiełkę z koncentracją rosnącą ku centrum. Dopiero jednak duże lornetki klasy 100-150 mm pozwolą nam dojrzeć M5 w pełnej krasie, a także wyróżnić jej najjaśniejsze gwiazdy, których jasność sięga 11 magnitudo.
 Centralne części gromady M5 sfotografowane przez Teleskop Kosmiczny Hubble'a. Źródło: ESA/NASA |
Messier 5 leży ponad 24 tysiące lat świetlnych od nas. Jej kilkaset tysięcy gwiazd jest upakowane w przestrzeni rozciągającej się na niespełna 200 lat świetlnych. Jak na gromadę kulistą przystało jest obiektem starym - jej wiek szacuje się na 11-12 miliardów lat. Poniższy obrazek pokazuje diagram barwa-jasność dla M5 wraz z naniesionymi nań liniami stałego wieku dla 10, 12 i 14 miliardów lat. Widać, że izochrona dla 12 miliardów lat pasuje najlepiej.
 Diagram barwa-jasność dla gwiazd gromady M5 z zaznaczonymi liniami stałego wieku dla 10, 12 i 14 miliardów lat. Źródło: Jimenez (1998), PNAS |
Bohaterka naszego odcinka zawiera około 150 zidentyfikowanych gwiazd zmiennych. Ich najliczniejszą grupę stanowią znane nam już gwiazdy RR Lyr, których jest około setki. Jednak nie je najłatwiej dojrzeć. Najjaśniejszymi gwiazdami zmiennymi w M5 są cefeidy V42 i V84. Obie są jednocześnie najjaśniejszymi obiektami w M5, bo w maksimum swojego blasku osiągają jasność około 10.5 magnitudo.
Do gromady kulistej M5 mam ogromny sentyment, bo analiza jej obserwacji była sporą częścią mojego doktoratu i zaowocowała dwoma artykułami opublikowanymi w renomowanych czasopismach astronomicznych. Szczególnie jeden z nich jest ciekawy, bo zawiera zupełnie nowe podejście do analizy obrazów CCD.
Najlepsze pomysły w nauce są zwykle proste. Na tyle proste, że ideę za nimi stojącą zrozumie każdy laik. Dokładnie tak było w przypadku metody odejmowania obrazów. Zanim jednak o niej opowiemy, musimy napisać kilka słów o tym jak astronomowie tradycyjnie wyznaczają jasności gwiazd.
Najprostszym sposobem jest fotometria aperturowa. To banalna metoda. Otacza się gwiazdę kółkiem i mierzy ilość zliczeń w każdym pikselu należącym do tego kółka. Im jaśniejsza gwiazda, tym więcej zliczeń. Metoda ta sprawdza się dobrze tylko w rzadkich polach. Gdy pole jest gęste i gwiazdy zaczynają leżeć blisko siebie, zaczynamy mieć problemy...
Z pomocą przychodzi wtedy fotometria profilowa. Obraz gwiazdy to dwuwymiarowa funkcja, która wiąże położenie danego piksela (x,y) i liczbę zliczeń w nim zawartą. Do takiego obrazu możemy dopasować dwuwymiarową funkcję Gaussa (krzywą przypominającą w przekroju dzwon) lub jej modyfikację. Im wyższa krzywa, tym jaśniejsza gwiazda. Ta metoda jest znacznie lepsza niż fotometria aperturowa. Po pierwsze, nie jest czuła na piksele, w których dzieje się coś dziwnego (np. są martwe albo trafił w nie promień kosmiczny). Po drugie, radzi sobie z dopasowaniem profili nawet w stosunkowo gęstych polach.
 Powiększony fragment gęstego pola gwiazdowego. Widać, że gwiazdy są plamkami rozsmarowanymi na kilka pikseli. Profil takiej plamki jest przedstawiony na dolnym panelu. Dopasowano do niego krzywą Gaussa. |
Niestety na niebie są takie fragmenty, gdzie gwiazdy są wyjątkowo gęsto upakowane. Mowa tutaj o centrach gromad kulistych. Turbulencje atmosferyczne powodują, że w nawet najlepszych obserwatoriach obrazy gwiazd są na tyle rozmyte, że centrum takiej gromady jest jedną, wielką jasną plamą, w której nawet fotometria profilowa się nie sprawdza. Oczywiście można próbować obserwować takie gromady z przestrzeni kosmicznej i było to robione przy pomocy Teleskopu Kosmicznego Hubble'a. Problem w tym, że jego czas jest na tyle cenny, że nie daje się w taki sposób prowadzić długich kampanii obserwacyjnych. Dodatkowo, w najgęstszych gromadach nawet rozdzielczość Hubble'a nie zawsze jest wystarczająca, aby wykonać pomiary o zadowalającej nas jakości.
W 1998 roku dwóch astronomów - Christophe Alard i Robert Lupton zaproponowało nowy sposób poszukiwania i mierzenia jasności gwiazd zmiennych w gęstych polach. Metoda ta polega na odjęciu od siebie dwóch obrazów tego samego fragmentu nieba wykonanych w różnym czasie. Gwiazdy, które nie zmieniają swojej jasności powinny odjąć się idealnie, a te które zmieniają powinny pozostać. Pomysł banalnie prosty - jego realizacja już nie.
Po pierwsze, teleskop nigdy idealnie nie patrzy w to samo miejsce. Obrazy uzyskane podczas różnych nocy są poprzesuwane względem siebie o kilka-kilkanaście, a czasami nawet kilkadziesiąt pikseli. Trzeba więc wszystkie uzyskane i analizowane obrazy przenieść na jednolitą siatkę współrzędnych. Po drugie, zmieniają się warunki atmosferyczne, a przez to szerokości połówkowe profili gwiazd. Mówiąc inaczej podczas dobrej pogody gwiazdy wyglądają jak "szpileczki", ich obrazy są małe, a piksele zawierają dużo zliczeń. Podczas słabej pogody, gwiazda jest rozmazywana na większej powierzchni.
Metoda postępowania jest więc następująca. Wybiera się noc, podczas której warunki do obserwacji były najlepsze. Z tej nocy wybiera się kilkanaście-kilkadziesiąt obrazów najlepszej jakości. Uśrednia się je tworząc tzw. obrazek referencyjny. Następnie wszystkie obrazki, które chcemy poddać analizie transformujemy na siatkę współrzędnych wyznaczoną przez obrazek referencyjny. Potem, dla każdego obrazka z naszego zestawu, wyznaczamy szerokość połówkową profili gwiazd i nasz obraz referencyjny "psujemy", do takiej samej szerokości połówkowej. Gdy analizowany obraz i "popsuty" obraz referencyjny mają takie same profile, odejmujemy oba od siebie. To co zostaje na odjętym obrazku, to głównie ślady po gwiazdach zmiennych (nie licząc artefaktów pozostawionych przez obraz gwiazd, które się prześwietliły).
 U góry mamy fragment pola gromady kulistej M12. Dolny panel pokazuje efekt odjęcia od siebie górnego obrazu i obrazka referencyjnego. Źródło: W. Pych (CAMK PAN). |
Alard i Lupton zastosowali swoją metodę tylko na próbę, w wąskich wycinkach nieba uzyskanych przez polski przegląd nieba OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). Wyraźnie pokazali, że nowa metoda działa świetnie i daje znacznie lepsze krzywe zmian blasku niż tradycyjna fotometria profilowa. Otworzyli tym samym pole do działań dla innych astronomów.
 Fragment pola gwiazdowego. Po lewej: oryginalny obraz. Po prawej: po odjęciu. Na prawym panelu pozostały tylko artefakty po jasnych gwiazdach i jeden wyraźny obiekt, który jest gwiazdą zmienną. Źródło: W. Pych (CAMK PAN). |
Tymi astronomami okazali się dwaj młodzi ludzie z Polski. Kilka tygodni pracy w Princeton University wykonanej przez Przemysława Woźniaka oraz niżej podpisanego spowodowało, że otrzymaliśmy dwa niezależne kody przeznaczone do tego typu analizy. Przemek zaimplementował swój kod do automatycznej fotometrii danych uzyskiwanych z nowego, polskiego teleskopu projektu OGLE, natomiast ja uzdatniłem kod do pracy w projekcie CASE (Cluster Ages Experiment), gdzie ogromnym problemem było uzyskanie dobrej jakości fotometrii w gęstych centrach gromad kulistych.
 Zdjęcie gromady kulistej M5 wykonane 1-metrowym teleskopem Swope w Las Campanas Observatory w Chile. Źródło: J. Kałużny (CAMK PAN). |
Na pierwszy ogień poszły dane uzykane przy pomocy 1-metrowego teleskopu Swope w Las Campanas Obervatory w Chile. Dane uzyskane właśnie dla gromady kulistej M5. Dzięki zastosowaniu nowej metody udało nam się uzyskać nie tylko fotometrię o rząd wielkości dokładniejszą niż dotychczas, ale także odkryć nowe gwiazdy zmienne, a jednocześnie
zmienić klasyfikację niektórych, wcześniej znanych obiektów. Bardzo spektakularny był przykład zmiennej V104, która została odkryta w danych z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a. Jej krzywa zmian blasku była tak zaszumiona, że obiekt został zaklasyfikowany jako gwiazda zaćmieniowa. Krzywa uzyskana przez nas, teleskopem z powierzchni Ziemi, na dodatek ponad dwa razy mniejszym niż HST, była dużo lepszej jakości i pozwoliła stwierdzić, że mamy do czynienia nie z gwiazdą zaćmieniową tylko z gwiazdą pulsującą typu RR Lyr. Nigdy wcześniej nie zdarzyła się sytuacja, w której mały teleskop umieszczony na powierzchni Ziemi tak mocno zdeklasował Teleskop Kosmiczny Hubble'a.
 Porównanie krzywych zmian blasku gwiazd zmiennych z gromady M5 uzyskane tradycyjną fotometrią profilową (DoPHOT) i metodą odejmowania obrazów. Kolejność gwiazd odpowiada ich malejącej odległości od centrum gromady. Widać, że dla gwiazd daleko od centrum poprawa jest niewielka, a dla tych blisko centrum ogromna, Źródło: Olech i in. (1999), MNRAS. |
Dzisiaj metoda odejmowania obrazów jest powszechnie wykorzystywana do poszukiwania i fotometrii gwiazd zmiennych w gęstych polach gwiazdowych. Najbardziej zaawansowany na świecie i niewątpliwie najlepszy kod do tego typu analizy (nazwany DIAPL od Difference Images Analysis) napisał dr Wojtek Pych z Centrum Astronomicznego im. M. Kopernika PAN w Warszawie (jako punkt wyjścia został użyty kod napisany oryginalnie przez Przemka Woźniaka). Ten sam Wojtek, który od czasu do czasu robi dla Was testy aparatów.
Optyczne.pl jest serwisem utrzymującym się dzięki wyświetlaniu reklam. Przychody z reklam pozwalają nam na pokrycie kosztów związanych z utrzymaniem serwerów, opłaceniem osób pracujących w redakcji, a także na zakup sprzętu komputerowego i wyposażenie studio, w którym prowadzimy testy.