2. A MÉRÉSEK

2.1. Az objektumok kiválasztása

2.1.1. Asztrometria

Asztrometriai programunk összeállításánál kiemelt szerepet kaptak a gyengén észlelt, sorszámozatlan kisbolygók. A 46 ezer aszteroida pályaelemeit tartalmazó ASTORB katalógus alapján kiválasztottunk 54 főövbeli kisbolygót, melyek 1975 előtt lettek felfedezve, és legalább két oppozíció alkalmával megfigyelték őket. Kikerestük továbbá az összes sorszámozatlan földsúroló (q<1,3 Cs.E.), és sorszámozatlan "különleges" (q<1,5 Cs.E. és/vagy e>0,3) kisbolygót (Williams, 1997). Ezután az International Astronomical Union (IAU) Computer Services szolgáltatása segítségével két évre előre kiszámítottuk mind a 280 kisbolygó efemeridáit. Ezek alapján, figyelembe véve a kisbolygó elongációját, deklinációját és fényességét, már elkészíthettük az egyes észlelési időszakokra vonatkozó észlelési tervet.
   Ezt az előzetes programot igyekeztük rugalmasan kezelni, rendszeresen figyelve a Minor Planet Center-ből érkező híreket. Az MPC által kiadott Minor Planet Electronic Circular-ban (MPEC) minden nap közzéteszik azoknak a számozatlan kisbolygóknak a listáját, melyekről az előző nap új észleléseket kaptak. Ha egy általunk kiválasztott, egy vagy két oppozíció alkalmával észlelt kisbolygót valaki újraészlelte, mi kihúztuk az égitestet az aktuális észlelési időszak célpontjai közül, hiszen kettő illetve három oppozíció után még nem kaphat sorszámot a kisbolygó. Ha viszont a negyedik oppozíció alkalmával előztek meg minket, kiemelt helyet kapott az égitest, hiszen elegendő számú megfigyelés esetén ekkor már megtörténhet a sorszámozás. Fontos szempont az is, hogy a számozás előtti utolsó oppozíció idején legalább két éjszaka kell megfigyeléseket végezni.
   Sorszámozott égitestek is bekerültek programunkba, ugyanis a bizonytalansági paraméterhez kötött sorszámozást csak 1995-ben vezette be az MPC, így a korábban megsorszámozott kisbolygók között sok olyan van, melynek pályaelemei nem felelnek meg ezen követelményeknek. Az érintett aszteroidák sorszámát egy havonta frissített Critical List-ben teszi közzé az MPC, mely alapján ki lehet választani, mely égitestek érhetők el a következő hónapban.
   Külön foglalkoztunk azokkal a különleges pályájú aszteroidákkal, melyeket az adott észlelési időszakban, pár hónappal korábban fedeztek fel, de csak egy vagy két hónapig követték őket. Ez kevés ahhoz, hogy a következő oppozíció alatt biztonsággal megtalálják a kisbolygót. Különösen igaz ez akkor, ha a nagy excentricitás miatt annyira eltávolodik (és emiatt elhalványul) az égitest, hogy csak a következő napközelsége alkalmával, három-négy év múlva lehet újrafelfedezni. Ezért ezeket az égitesteket is megpróbáltuk észlelni, még mielőtt az esti égen belemerültek volna a Nap sugaraiba.
   A célobjektumok utolsó csoportját a frissen felfedezett, csak egy vagy két éjszaka észlelt földsúroló kisbolygók alkották. Ezek adatait az IAU és az MPC által közösen üzemeltetett NEO (Near-Earth Asteroids) Confirmation Page-en találtuk meg. Innen szabadon letölthetők azoknak a kisbolygóknak az előzetes, rövidtávú efemeridái, melyek a kevés észlelés miatt még ideiglenes jelölést sem kaptak. A Föld mellett elhúzó, gyorsan halványuló égitestek esetében minden megfigyelés kulcsfontosságú lehet, hiszen pár óra késlekedés akár az égitest elvesztését is jelentheti.

2.1.2. Fotometria

Fotometriai kutatásaink fő célja azoknak a kisbolygóknak a megfigyelése, melyekről már legalább két különböző szembenállás alkalmával készültek fotometriai megfigyelések. Így a mi észleléseink alapján már lehetőségünk nyílt a kisbolygó alakjának és forgástengelyének pontos meghatározására.
   A korábbi mérések alapján viszonylag pontosan ismertek voltak a kiválasztott égitestek rotációs periódusai, így az észlelni kivánt aszteroidák közül azokat választottuk, melyek az észlelés idején legalább egy fél periódus idejéig megfelelő horizont feleti magasságban tartózkodtak. Erre azért volt szükség, mert a modellezéshez ismernünk kell a fényváltozás amplitúdóját.
   Néhány kisbolygóról a második szembenállás fénygörbéjét tudtuk fölvenni. Ezeknek a méréseknek az ad kiemelt jelentősséget, hogy a következő oppozíció alkalmával már modellezni lehet az alakot és a forgást.
   Több, eddig egyáltalán nem észlelt kisbolygó megfigyelését is megkezdtük. Ezeket az égitesteket megpróbáltuk a lehető leghosszabb ideig követni. Több éjszakás adatsorok esetén az előző éjszakák fénygörbéi alapján alakítottuk megfigyelési programunkat.
   Természetesen fontos szempont volt a látszó fényesség, melyet az alkalmazott műszerhez kellett igazítanunk. Tapasztalatunk szerint Szegedről 13-13,5 magnitúdó alatt már csak szűrő nélkül lehet elég pontos (±0,03 mag.) fotometriát végezni. 14,5 magnitúdó alatt csak kivételes esetben lehet fotometriát végezni; elsősorban az extrém hosszú periódusú aszteroidák esetében, amikor is akár 10kép összegéből állapíthatnánk meg a fényességet. (Ilyen méréseket mindeddig nem végeztünk.) Piszkéstetőről 15-16 magnitúdós kisbolygók fotometriája még szűrővel sem okoz gondot.

2.2. Az értékelhető mérések előfeltételei

A tapasztalok szerint bármely műszeregyüttes alkalmas asztrometriai észlelések végzésére, melynek felbontása eléri a 3-4 ívmásodperc/pixelt. Ekkor biztosítható, hogy a kimérés pontossága elérje a pályaszámítók által megkívánt legalább 1"-es pontosságot (Williams, 1996). Fontos szempont a leképezett égterület mérete, hiszen a kiméréshez legalább öt referenciacsillagra van szükség.
   Két, referenciacsillagokat tartalmazó katalógus terjedt el az asztrometriával foglalkozók körében. Az egyik a NASA által a Hubble Space Telescope pozícionálásához készített Guide Star Catalog (GSC), mely átlagosan 15 magnitúdóig tartalmazza a csillagokat. A csillagpozíciók pontossága 03-05. A másik katalógus az US Naval Observatory gondozásában jelent meg és 500 millió csillag pozícióját tartalmazza 0,3"-04"-es pontossággal. Az USNO-A1.0 négyzetfokonként legalább 10000 csillagot tartalmaz, így a kis látómezejű műszeregyüttest használók számára is lehetővé teszi az asztrometriát.
   Bár az általunk használt eszközök látómezeje elegendően nagy, mégis használnunk kellett az USNO-A1.0 katalógust, mivel a Photometrics kamera dinamikai tartománya relatíve kicsi, így hosszú expozícióknál a leghalványabb GSC csillagok is beégtek.
   A koordináták kiméreséhez több szoftvert is használtunk. A csillagok és a kisbolygó helyének pixelnél pontosabb meghatározásához a csillagászatban széleskörüen elterjedt IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) digitális képfeldolgozó programcsomagot használtuk. A kisbolygók blinkeléses megkeresésénél egy magyar fejlesztésű szofter, a CCDMaster volt segítségünkre, míg a koordináták meghatározása egyik témavezetőnk (K.L.) által írt GO asztrometriai programmal történt.
   A redukálásnál - az MPC elvárásainak megfelelően - a rektaszcenziót 0,01s-os, a deklinációt 0,1"-es, a felvétel közepének időpontját pedig másodperces pontossággal adtuk meg. A kialakult gyakorlatnak megfelelően egy tájékoztató jellegű fényességbecslést is végeztünk, melynek pontossága 0,1 magnitúdó volt.
   Az első megfigyelések elküldésével egy időben megadtuk az észlelőhelyeink földrajzi koordinátáit és tengerszint feletti magasságát, melyek alapján a geocentrikus korrekciók elvégezhetők. Ezek után az MPC a szegedi észlelőhelynek a 629-es azonosító kódot adta, melyere minden ott készített asztrometriai észlelésünk elküldésekor hivatkoznunk kell. Piszkéstetőre már évtizedek óta az 561-es kóddal kell hivatkozni.

2.3. Alkalmazott műszerek és méréstechnikák

2.3.1. Műszerek

A szegedi megfigyelések a JATE Optikai és Kvantumelektronikai Tanszék Celestron-11-es, 28 cm-es f/10-es Schmidt-Cassegrain távcsövével készültek. A műszert a nagyobb látómező eléréséhez fókuszreduktorral használtuk, ami 2000 mm-re csökkentette a fókusztávolságot. Az alkalmazott detektor a JATE Kísérleti Fizikai Tanszék tulajdonában lévő, Santa Barbara Instr. Group által gyártott ST 6-os CCD volt. Az észlelések alatt a kamerát, a sötétáram csökkentése végett Peltier-elemmel  20-25 fok közé hűtöttük. A CCD-chip 375x242 darab, 23x27 mikronos pixelt tartalmaz, ezzel 3 "/pixeles felbontás mellett 19x13'-es látómező adódik. Az asztrometriai megfigyelések és a fotometria egy része szűrő nélkül, a fotometria másik része viszont R szűrő alkalmazásával történt.
   Piszkéstetőn az MTA Csillagászati Kutatóintézetének 1962-ben átadott, Zeiss gyártmányú, 60/90/180-as Schmidt-teleszkópját használtuk. Itt egy Photometrics AT 200-as CCD van a fókuszsíkba helyezve, mely egy 1536x1024-es KAF MCII-es CCD chipet tartalmaz. A pixelek mérete 9 mikron. Ezzel a rendszerrel 28x18'-es égterület rögzíthető, így a felbontás 1,09"/pixel. A CCD kamera egy Peltier-elemmel és hűtőfolyadékkal hűtve
-40 fokon üzemel.

2.3.2. Méréstechnikák

Az IRAF segítségével, ismert koordinátájú csillagokra meghatározott XY képsíkbeli koordinátákból kiszámíthatjuk az ún. lemezkonstansokat (az elnevezés még a fotografikus korszakból származik). Mint azt a 5. ábráról leolvashatjuk, a rektaszcenzió-deklináció és XY koordinátarendszerek egymáshoz képest eltolt kezdőpontú, átskálázott, ill. elforgatott tengelyűek. A három műveletet egy mátrixszal valósíthatjuk meg, melyben négy együttható szerepel, és ezek a lemezkonstansok. Öt-hat csillagból a lemezkonstansok legkisebb négyzetesillesztéssel kellő pontossággal kiszámíthatók.

5. ábra. Magyarázat a lemenzkonstansokhoz (ci, i=1..4)

Ezek után már csak ki kellett választanunk egy alappontot, melyhez képest az  DX és DY koordináta-
különbségeket átszámíthattuk Da és Dd különbségekre, melyeket az alappont RA, D értékeihez hozzáadva megkaptuk a kisbolygó koordinátáit.
   Bár a piszkéstetői Schmidtre felszerelt KAF CCD chip a távcső hasznos látómezejének csak töredékét használja, mégsem lehetett figyelmen kívül hagyni a Schmidt-rendszer görbült fókuszsíkjából adódó eltéréseket. A fellépő torzulások meghatározása egy csillagdús vidéket ábrázoló kép segítségével történt. Először a mező közepén kiválasztott 12 csillag alapján meghatároztuk a lemezkonstansokat, majd ezek alapján kimértük a képen egyenletes eloszlásban kiválasztott 129 csillag koordinátáját. A kapott RA és D értékeket összehasonlítottuk az USNO-A1.0 asztrometriai katalógusban megadott koordinátákkal. Az eltérések abszolút értékének képmezőn belüli eloszlását a 6. ábra mutatja. Több következtetést is levontunk a 6. ábra alapján. A jobb felső saroktól kicsit eltérő központtal rendelkező koncentrikus struktúrák azt jelzik, hogy a CCD nem pontosan az optikai tengelyre van centírozva. A hibagyűrűk alapján kb. 1-1,5 cm-nyi eltolódás lehet a chip középpontja és az optikai tengely között. Az is leolvasható, hogy az ívmásodpercen belüli eltérés az ideális négyzethálótól csak 150-200 pixelen belül teljesül, így a koordináták kimérésénél mindig ügyelnünk kellett arra, hogy a kisbolygóhoz közeli (<5') referenciacsillagokat válasszunk. A közel fél fokos látómezőben fellépő, maximálisan 6 ívmásodperces eltérés nem túl sok (ennyi pl. egy átlagos csillagkorong a képen), ám az asztrometriai mérésnél nem szabad elhanyagolni.

 
 
 
6. ábra. A kimért és a tényleges pozíciók különbségének eloszlása a CCD kép síkjában. Felül: előjeles deklináció-különbségek ívmásodpercben; közép: elöjeles rektaszcenzió-különbségek ívmásodpercben; alul: az eltérések abszolút értékei. A koncentrikus gyűrűk (középen és alul) jól jelzik az optikai tengely tényleges helyzetét, míg a felső ábra egyenletes gradiense a CCD chip aktuális fókuszsíkhoz viszonyított K-Ny (vízszintes) irányú megdőltségére utal.
 

A fényességváltozások, így az aszteroidák fényességváltozásának mérése sokáig fotoelektromos fotométerrel történt, míg manapság a CCD kamerák veszik át ezt a szerepet. Ebben az esetben egyszerűen az történik, hogy sok képet veszünk föl a kisbolygóról és környezetéről, majd ezekből egyenként meghatározzuk a fényességértékeket, amihez szintén az IRAF képanalizáló rendszerét használtuk, mégpedig a noao.digiphot.apphot csomag qphot task-ját. A csillagok (kisbolygók) képén egy rögzített méretű (általában 5x5 pixeles) apertúrán belül, annak szubpixeles elmozdulásait megengedve maximalizáltuk a benne levő pixelek összintenzitását. Ezután egy nagyobb apertúrában (tipikusan 5 pixel sugarú körben) összeintegráltuk a pixelértékeket, amit az említett task megfeleltet az objektumok intenzitásának. Ebből kiszámítatunk egy- egy ún. instrumentális magnitúdót, ami a magnitúdóskála definíciója alapján -2,5 log(I)-vel arányos. Két csillagra (összehasonlító és ellenőrző), ill. magára a kisbolygóra meghatározva ezen magnitúdókat, a 3 érték különbségeinek időfüggései (kisbolygó összehasonlító és összehasonlító ellenőrző) megadják a kisbolygó relatív fényességváltozását és a fényességmérés stabilitását (t.i. az összehasonlító ellenőrző feltételezéseink szerint állandó érték).