"Kada govorimo o varijabilnim zvijezdama, u prvom redu mislimo na zvijezde koje zbog nekog razloga mijenjaju svoj sjaj. Razlozi mogu biti razliciti: prolazak jedne ispred druge zvijezde, promjene unutar same zvijezde itd. Mire spadaju u skupinu varijabilnih zvijezda, a vise o njima mozete saznati ovdje. Ovaj clanak se nece baviti pitanjem zasto su one takve, vec ce opisati postupak koji je koristen da se pronadju moguce Mire kandidati. U sljedecem paragrafu bit ce opisano kako iz snimaka izvuci podatke potrebne za daljni rad.

Ekstrakcija podataka

           Slike iz visnjanske arhive zapisane su u *.fit formatu, pa je koristen program AVIS za prikaz ovih slike. Ovaj format je cesto koristen u astronomiji jer medju ostalim omogucuje zapisivanje ogromne kolicine podataka u zaglavlje (engl. header) *.fit datoteke. U zaglavlju se mogu naci razliciti podaci, kao npr. vrsta koristene ploce, velicina slike u pikselima, vrijeme ekspozicije i slicno. Ispis zaglavlja u AVIS-u dobivate pritiskom na CTRL+H. Posebnu paznju treba obratiti na stavke VOAPROXR I VOAPROXD. U ovim stavcima nalaze se priblizna rektascenzija i deklinacija centra slike, zapisane kao npr. 2.63567E+002 i -1.4534E+001. Pretvoreno, ovo glasi R.A.=263.567 i D=-14.534, naravno u stupnjevima. Dakle, potrebno je pomaknuti decimalnu tocku za jedno ili dva mjesta. Podaci o rektascenziji i deklinaciji sredista slike unijeti su u namjensku Excel tablicu (koordinate.xls). Kao rezultat dobivene su koordinate sredista pojedinog kvadranta slike. Svrha podjele slike na kvadrante bit ce ocita kasnije. S dobivenim podacima mozemo prijeci na sljedeci dio, a to je download slika sa Interneta.

Download slika

            Premda je visnjanska baza slika (VOID) prilicno velika, njoj nedostaju potrebne slike. Kako trazimo zvijezde koje mijenjaju intenzitet tijekom vremena, potrebna nam je slika istog podrucja, ali snimljenog ranije. Odlican izvor ovih slika nalazi se na http://stdatu.stsci.edu/dss/dss_form.html. Preko te adresa mozemo pristupiti digitaliziranoj arhivi slika snimljenih teleskopom Mount Palomar. Na izbor su nam ponudjene slike prve generacije (First Generation Survey), te crvene i plave slike druge generacije (Second Generation Red/Blue). Kako Mire imaju veliki intenzitet u infracrvenom podrucju, promatrat cemo crvene slike druge generacije (Second Generation Red). Pod R.A. treba unijeti rektascenziju npr. 263.567, a pod Dec deklinaciju centra jednog od kvadranata. Za Height i Width uzet cemo 30, a ostale opcije ostavit cemo netaknutim. Sliku prvog kvadranta mozemo snimiti pod npr. prvi.fit. To mozemo ponoviti za slike ostalih kvadranata. Nakon dobavljanja potrebnih slike mozemo prijeci na njihovu obradu.

Obrada slika

           Kao sto smo vec naznacili, uobicajan zapis slika u astronomiji je *.fit format. Prije obrade u nekom grafickom programu potrebno je slike iz *.fit formata pretvoriti u jedan od grafickih formata: jpeg, gif ili tiff. Medju ostalim mogucnostima, AVIS posjeduje i tu. U AVIS prvo ucitamo sliku snimljenu sa Visnjana. Na desnom rubu ekrana vidljiva je skala sive boje. Pomicanjem crne ili bijele strelice uz skalu, mijenja se osvijetljenost (brightness) ili kontrast (contrast). Smanjivanjem osvjetljenosti, smanjujemo sum, ali i sjaj zvijezda. Kako se ova metoda oslanja na vizualnu usporedbu dviju slika, visak suma moze smetati pri promatranju, dok manji sjaj zvijezda moze utjecati na odabir kandidata. Ovako obradjenu sliku pretvorimo u TIFF format sa File/Export/TIFF Greytones. Ovaj format je odabran kao primjer, premda ce bilo koji "lossless" format, kao npr. gif, posluziti svrsi. Opisani postupak mozemo dalje ponoviti sa preostalim slikama. Daljna obrada radjena je u programu Adobe Photoshop 5.5, jer je on bio dostupan. Ukoliko vam Photoshop nije dostupan, bilo koji slican program moze posluziti.

           Slike sa Palomara i Visnjana ucitane su u Photoshop. Ove slike su snimljene razlicitim uredajima, te nisu istih dimenzija. Kako bismo vrsili usporedbu slika morat cemo ih prilagoditi. Mjerenjem udaljenosti izmedju dviju zvijezda koje se nalaze na obje slike, utvrdjen je omjer velicina od 2.7:1. Odabrano je povecavanje visnjanske slike na 2836 piksela. Ovime smo priblizno smanjili razliku slika zbog dimenzija. Osim razlike u dimenzijama, postoji i mali kutni pomak visnjanske slike od okomice. Ovaj pomak nije kompenziran, premda je to bilo moguce provesti. Grubo mjerenje omjera dimenzija slika moguce je izbjeci koristenjem odgovarajuceg racuna, te podataka iz FITS zaglavlja. Sljedeci korak je preklapanje Palomar i visnjanske slike s ciljem uocavanja razlika. Palomar sliku je pomicana dok se zvijezde nisu medjusobno poklopile. Ovo poklapanje nije izvedeno u potpunosti, te je postojalo odstuopanje koje se mijenjalo duz smjera. Usporedjujuci dvije slike, mozemo vidjeti kako slika sa Palomara prekriva jednu cetvrtinu nase slike. To je glavni razlog podjele slike na kvadrante. U nasem slucaju dobili smo preklapanja kvadranata, cime smo osigurali pokrivenost cijelog podrucja. Usporedbom poklopljenih zvijezda trazimo one koje su promijenile sjaj. Ponekad je ta razlika vrlo mala, a ponekad je izrazajna. Zbog daljnjih proucavanja odredili smo nebeske koordinate potencijalnih kandidata. Vise podataka o mogucem kandidatu mozemo dobiti pretrazivanje baza na Internetu.

Pretraga postojecih baza

           Na adresi http://simbad.u-strasbg.fr/simbad mozemo upisati koordinate zvijezde i unutar nekog radijusa (npr. 25 arc min) vidjeti koje su zvijezde katalogizirane. Ukoliko se koordinate uocene zvijezde poklapaju sa nekim infracrvenim izvorom koji jos nije proucen, moguce je da imamo ozbiljnog kandidata za Miru. Ukoliko uocena zvijezda nije infracrveni izvor jos uvijek moze neka promjenljiva zvijezda vrijedna proucavanja.

Zakljucak

           Ovaj postupak je proveden na 10 slika kao dio preliminarne potrage za Mirama. Zbog oslanjanja na vizualno proucavanje dviju slika, metoda je podlozna subjektivnosti i pogreskama. Stoga je nuzno ovaj postupak standardizirati koristenjem postojeceg IRAF paketa ili pisanjem namjenskog softwarea. Proucavanje mogucih metoda slijedi.