Inleideing

1.Inleideing
De komeet Schwassmann-Wachmann 3 (73P) is in 1930 ontdekt door Arnold
Schwassmann en Arno Arthur Wachmann. De komeet was toen zeer dicht bij de aarde op
een afstand van slechts 0.0616 AU. Men berekende toen een periode van 73P van
ongeveer 5.5 jaar.
Toch is de komeet in de jaren hierna niet meer waargenomen en werd deze pas
herontdekt in 1979 en opnieuw gezien in 1990 en 1995. In 1995 was de komeet door
gedeeltelijke desintegratie zeer helder, met als maximum een helderheid van magnitude 6
in oktober.
Dit jaar bereikte de komeet op 7 juni een perihelium en passeerde hij op 13 mei de aarde
op een afstand van 0.0735 AU. Tussen het doen van onze waarneming en het moment
van dit schrijven is de komeet verder gedesintegreerd.
Pas sinds de 17e eeuw worden kometen beschouwd als werkelijke astronomische
objecten. In de oudheid werden zij alleen voor de astrologie belangrijk gevonden. Terwijl
men in de middeleeuwen dacht dat kometen vuurballen waren die door God naar de aarde
werden geworpen.
Tycho Brahe liet door metingen van de parallax van de komeet van 1577 zien dat deze
zes keer verder van de aarde was dan de maan. In de 17e eeuw bedacht Newton een
manier om de baan van kometen te bepalen en liet hij zien dat de komeet van 1680 een
bijna parabolische baan om de zon had.
Edmond Halley gebruikte de techniek van Newton om aan te tonen dat kometen die in
1531, 1607 en 1682 gezien waren één en dezelfde was en dat deze in 1758 terug zou
komen. Dit is de komeet die zijn naam draagt.
Halverwege de twintigste eeuw stelde Fred Whipple voor dat kometen uit ijs (icy
conglomerates?) bestonden en rond diezelfde tijd kwam van Jan Oort het idee dat
kometen met een lange periode uit een wolk van kometen kwamen die aan de rand van
het zonnestelsel ligt.
Kometen zijn overblijfselen uit de tijd van de vorming het zonnestelsel gevormd werd.
Omdat ze niet verhit zijn kan de samenstelling van kometen informatie geven over de
vorming van de planeten in ons zonnestelsel. Daarom is een van de doelen van ons
onderzoek, de scattering van licht van een achterliggende ster door de staart van de
komeet te meten. Met deze informatie willen wij proberen iets te weten te komen over de
deeltjes in de staart.
Verder willen wij het kleurverloop en de absolute kleuren in de komeet zelf meten.
Ten slotte bleek tijdens het doen van de metingen dat de coördinaten van de komeet,
zoals die door de ephimerides center van het minor planet center waren gegeven niet te
kloppen. Daarom heb ik geprobeerd de positie van de komeet nauwkeuriger te bepalen.
2.1 Observaties
Wij hebben onze waarnemingen gedaan met de Wide Field Camera (WFC) van de Isaac
Newton Telescope (INT) op La Palma. De WFC bestaat uit 4 CCD’s van 2000 bij 4000
pixels met een pixelschaal van 0.33 ”/pixel. Het totale veld van de 4 CCD's samen is 34
bij 34 boogminuten.
(figuur)
Wij hebben onze waarnemingen voornamelijk op CCD4 gedaan. Wij hebben in 3 filters
gemeten: in Sloan R, Harris V en strömgren B, deze filters hebben respectievelijk een
centrale golflengte en een breedte van: 4298 en 1065 A, 5425 en 975 A en 4695 en 210
A.
In de nacht van 6 op 7 april hebben we zes waarnemingen van 60s in de V-band en zes
waarnemingen van 60s in de B-band gedaan. In de nacht van 7 op 8 april hebben we twee
waarnemingen van 60s in de B, de V en de R-band gedaan. Verder hebben we een aantal
korte waarnemingen van enkele seconden gedaan om te proberen de overgang van een
komeet voor een ster langs te meten, dit is in deze nacht echter niet gelukt.
Ten slotte hebben we de nacht van 11 op 12 april één waarneming van 30s en 3
waarnemingen van 60s in de B band gedaan, twee waarnemingen van 60s en 2
waarnemingen van 30s in de V-band en twee waarnemingen van 30s en 2 waarnemingen
van 60s in de R-band. Een aantal van de waarnemingen in deze nacht waren niet
bruikbaar wegens bewolking, maar het is nu wel gelukt om de overgang van de komeet
voor een ster langs te meten.
2.2 Reductie
Wij hebben de data gereduceerd met Iraf. We hebben de biases gemiddeld tot één bias en
deze van zowel de waarnemingen van de komeet als van de flatfields afgetrokken. Dit
hebben we gedaan om te corrigeren voor de donker stroom; het signaal dat op de pixels
van de CCD staat als de sluiter van de telescoop dicht is. Voor de eerste en de tweede
nacht hebben we de flats van de nachten zelf gebruikt, maar voor de laatste nacht hebben
we de flats van de tweede nacht gebruikt, omdat de flatfields van die nacht veel sterren in
het veld hadden.
We hebben de flats dus per nacht gecombineerd tot een masterflat, en deze hebben we
genormaliseerd op de median (?). Daarna hebben wij de plaatjes van de waarnemingen
gedeeld door de masterflat om te corrigeren voor bad pixels op de ccd's.
3.Resultaten
3.1 Ster verduistering
Ten eerste wilden we het effect van de komeet bepalen op de scattering van sterlicht van
sterren die achter de staart liggen. Hiervoor hebben wij in de morgen van 12 april drie
waarnemingen in de V band en drie waarnemingen in de R band gedaan. Omdat het die
nacht bewolkt was, is één van de waarnemingen in iedere band niet bruikbaar wegens een
helderheids gradient in de sky(?)
Daarom zijn er uiteindelijk maar twee waarnemingen gebruikt. Één waarin de staart van
de komeet voor de sterren ligt en één waarin de komeet al een stuk verder is en de sterren
relatief onbedekt zijn.
Per band hebben we met behulp van de functie imexam in Iraf de flux gemeten van de
sterren die achter de komeet liggen en van vijf sterren op dezelfde CCD als de komeet.
Deze hebben wij als ijking gebruikt. De posities van de sterren in de staart en de
ijksterren zijn te zien in figuur 1 op de volgende pagina.
Vervolgens hebben wij de flux van de ijksterren opgeteld en zijn we er van uit gegaan dat
deze totale flux op beide plaatjes relatief (?) hetzelfde blijft. Met deze totale flux kunnen
we door de flux van de sterren en de ijksterren apart hierop te delen de variatie tussen de
beide plaatjes bepalen.
Dit geeft voor de sterren in de staart de volgende quotienten:
Tijd (UT)
Band
Ster 1
Ster 2
Ster 3
Tijd (UT)
Band
Ster 1
Ster 2
1.9780278
V
0.249009
0.105940 0.117037
4.4209722
V
0.249277
0.105201 0.117300
2.0048056
R
0.249395
0.111061 0.112016
4.3836389
R
0.250656
0.111759 0.112816
Ter vergelijking voor de ijksterren:
Tijd (UT) Band
ijkster 1 ijkster 2
Ster 3
ijkster 3
ijkster 4
ijkster 5
1.9780278
V
0.079127
0.245837 0.122846 0.253875
0.298314
4.4209722
V
0.078661
0.247338 0.123160 0.254820
0.296020
2.0048056
R
0.093032
0.259533 0.119246 0.233239
0.294950
4.3836389
R
0.092823 0.259136 0.118636 0.233668
Dit geeft als procentuele fluctuaties:
0.295737
Ster
Percentage in Percentage in RV-band
band
ster 1
0.11
0.50
ster 2
0.70
0.62
ster 3
0.22
0.71
ijkster 1
0.59
0.22
ijkster 2
0.59
0.15
ijkster 3
0.25
0.51
ijkster 4
0.37
0.18
ijkster 5
0.77
0.27
3.2 Kleurverloop
Verder wilden wij de kleurvariatie in de Schwassmann-Wachmann 3 meten. Hiervoor
hebben wij iedere keer twee plaatjes van de komeet in twee verschillende banden
gebruikt. Eerst hebbn we ervoor gezorgd dat de kernen van de komeet op dezelfde pixel
lagen en de plaatjes even groot waren. Daarna hebben we op in een gebied van het plaatje
waar zo min mogelijk sterren waren en waar de komeetstaart niet overheen lag een stuk
genomen om de waarde van de achtergrond te berekenen. Dit deden wij door..... Deze
waarde van de achtergrond hebben wij van het hele plaatje afgetrokken en daarna hebben
wij het plaatje gesmooth (?). Dit hebben wij voor beide plaatjes gedaan, daarna hebben
we de plaatjes op elkaar gedeeld en dit resultaat opnieuw gesmooth. Dit levert de
volgende figuren voor het kleurverloop op .
Ook hebben we met behulp van het standaardveld:.... de absolute kleuren berekend. Dit
geeft de volgende R-V kleur.
3.3 Astrometrie
Met behulp van de functie imexam in iraf heb ik de positie in pixels van de kern van de
komeet en een aantal sterren bepaald. Vervolgens heb ik met behulp van de (?) catalogus
de declinatie en rechte klimming van die sterren opgezocht en heb ik met behulp van de
functies ccmap en cctran in Iraf de rechte klimming en declinatie van de komeet bepaald.
Hier kwamen de volgende posities uit, in de vorm waarin ze zijn ingestuurd naar het
minor planet center.
Object
0073P
0073P
0073P
Datum en Tijd
Rechte Klimming en Declinatie
C20060407.0540706 14 51 34.90 +21 29 20.9
C20060407.1739155 14 51 48.13 +21 31 44.8
C20060408.2085243 14 53 55.77 +21 52 40.2
Observatoriumcode
950
950
950
4.Conclusies
4.1 Sterverduistering
Zoals in de tabel te zien is zijn de fluctuaties in de helderheden van de sterren zeer klein.
De helderheidsfluctuaties van de sterren achter de staart zijn soms zelfs kleiner dan die
van de ijksterren. Dit betekent dat ik dus niet heb kunnen meten of de komeet invloed had
op de helderheid van de ster. De grootste fluctuaties in mijn ijksterren is 0.77 % , als ik
dit dan afrond en er dus van uit ga dat de ruis 0.8% is en dat een minimaal toelaatbare
SNR 3 is, dan kan ik op minimaal 2.4% nauwkeurig meten. Ik kan dus alleen zeggen dat
als het stof in de staart van de komeet van invloed is op de helderheid van de sterren deze
helderheidsfluctuaties minder dan 2.4% zijn.
4.2 Kleurverloop
4.3Astrometrie
Ik heb mijn posities voor de komeet opgestuurd naar het Minor Planet Center. Hieruit
bleek dat deze slechts 1.5” afweken van de posities die door hun zijn berekend. Hoewel
mijn coordinaten nog steeds meer dan een boogminuut afweken van de coordinaten die
de ephimerides service geeft, bleken zij ongeveer even veel af te wijken als andere
coordinaten die in de circulars zijn gepubliceerd, de database van de ephimerides service
was dus waarschijnlijk nog niet vernieuwd.