A konf´ uzi´ os zaj becsl´ ese egy´ eb ˝ urt´ avcs¨ ovekre

A tudom´anyos m´er´esekre gyakorolt negat´ıv hat´as szempontj´ab´ol a galaktikus cirrusz konf´uzi´os zaj´anak van nagyobb jelent˝os´ege, hiszen a kozmikus ablakokban, ahol az extragalatikus h´att´eret a legjobban tudjuk megfigyelni, ´eppen az extragalaktikus h´att´er forr´asokra bont´asa a c´el, ´es itt mag´anak a h´att´ernek a galaxisai fogj´ak megszabni az el´erhet˝o konf´uzi´os hat´art is. Ez´ert az infrav¨or¨

os-˝

urt´avcs¨ovek konf´uzi´os hat´arainak kisz´am´ıt´asakor els˝odlegesen a cirruszb´ol sz´armaz´o konf´uzi´os zajt, illetve annak t´erbeli v´altoz´as´at vett¨uk figyelembe.

Mint ahogyan azt m´ar kor´abban l´attuk, a cirrusz emisszi´o legfontosabb jellemz˝oje a t´erszerkezete, amit ´altal´aban a teljes´ıtm´enyspektrumαmeredeks´eg´evel jellemz¨unk, amivel a teljes´ıtm´enyspektrum j´o k¨ozel´ıt´essel P(f) = P0(f /f0)^α, ahol P(f) a fluktu´aci´os teljes´ıtm´eny az f t´erfrekvenci´an, ´es P0 a referencia fluktu´aci´os teljes´ıtm´eny az f0 referencia-t´erfrekvenci´an. Ahogyan azt a 2. fejezet-ben l´attuk, αa m´er´es hull´amhossz´anak ´es a fel¨uleti f´enyess´egnek is f¨uggv´enye. A kor´abban kapott eredm´enyek (Kiss ´es mtsai, 2011, illetve 2. fejezet) felhaszn´al´as´aval megbecs¨ulhetj¨uk, hogy milyen kontamin´aci´ot v´arhatunk a cirruszt´ol az ISOPHOT-hoz k´epest jobb t´erbeli felbont´ason, illetve m´as infrav¨or¨os hull´amhosszakon, felt´etelezve, hogy a cirrusz t´erszerkezete ezeken a t´erfrekvenci´akon sem v´altozik meg jelent˝osen, azazαspektr´alindexe ugyanaz marad.

m˝uszer sz˝ur˝o R^{P S} R^{P S} R^{P S} R^{P S} felb. PHT ref.

(µm) α=−2.0 α=−3.0 α=−4.0 α=−5.0 hat´ar (µm) ASTRO-F/FIS 170 4.4×10⁻¹ 3.9×10⁻¹ 3.5×10⁻¹ 3.1×10⁻¹ 65,⁰⁰5 170 Spitzer/MIPS 160 1.6×10⁻¹ 1.2×10⁻¹ 8.7×10⁻² 6.5×10⁻² 46,⁰⁰5 170 Herschel/PACS 110 3.0×10⁻² 1.3×10⁻² 5.3×10⁻³ 2.4×10⁻³ 8,⁰⁰5 90 Herschel/PACS 175 1.6×10⁻² 7.4×10⁻³ 3.0×10⁻³ 1.4×10⁻³ 13,⁰⁰5 170 4.2. t´abl´azat. Ponforr´asokra vonatkoz´o cirrusz konf´uzi´os zaj konverzi´os egy¨utthat´ok az ISOPHOT

´

es az adott m˝uszer k¨oz¨ott. A t´abl´azat oszlopai a k¨ovetkez˝oek: 1.) M˝uszer; 2.) Sz˝ur˝o; 3.) A konf´uzi´os zaj ´ert´ekek ar´anya a felbont´asi hat´aron,α= –2.0 spektr´alindex eset´en; 4.) ugyanez α= –3.0 eset´en;

5.) ugyanezα= –4.0 eset´en; 6.) illetve α= –5.0 eset´en; 7.) A m˝uszer/sz˝ur˝o kombin´aci´ok felbont´asi hat´ara (76⁰⁰´es 143⁰⁰az ISOPHOT 90 ´es 170µm sz˝ur˝oire); 8.) ISOPHOT referencia sz˝ur˝o.

Hogy meg tudjuk ´allap´ıtani, hogy a k¨ul¨onb¨oz˝o t´avcs˝o/detektor/m´er´esi m´od konfigur´aci´ok ho-gyan l´atj´ak ugyanazt a t´erszerkezetet k¨ul¨onb¨oz˝o sk´al´akon, nagy felbont´as´u (4096×4096 pixel, 0,⁰⁰5 pixelm´eret) szimul´alt t´erk´epeket haszn´altunk, el˝ore r¨ogz´ıtett αspektr´alindexszel, a –2,0≥α≥–5,0 tartom´anyban (l. m´eg a 3. fejezetet). A t´erk´epek gener´al´asa a v´eletlen rekurz´ıv frakt´al algoritmuson alapul (Elmegreen 1997). ´Igy a strukt´urazaj k¨ul¨onb¨oz˝o m˝uszerekre nyert ´ert´ekeit k¨ozvetlen¨ul ¨ossze tudjuk hasonl´ıtani, amib˝ol a k´et m˝uszer k¨oz¨otti sk´al´az´as egy¨utthat´oja is ad´odik:

NR=R^{P S}×NP HT (4.5)

ahol N_{P HT} ´esN_R az ISOPHOT-ra ´es egy m´asik m˝uszerre kapott konf´uzi´os zaj,R^{P S} pedig a kon-verzi´os egy¨utthat´o. Ha csak a cirrusz komponensre szor´ıtkozunk (a szimul´alt t´erk´epeken csak cirrusz zaj szerepel), akkorR^{P S}kifejezhet˝o a C₁param´eterek ´es egy adott pixel centr´alis energiah´anyad´aval

4.4. ´abra. Szimul´alt frakt´al t´erk´epek α= –3 spektr´alindexszel, k¨ul¨onb¨oz˝o ˝urt´avcs¨ovek ´es kamer´ak t´erbeli felbont´as´an. (a) ISOPHOT 170µm; (b) ASTRO-F/FIS 170µm; (c) Spitzer/MIPS 160µm;

(d) Herschel/PACS 175µm

(fpsf), a m˝uszerek felbont´asi hat´ar´an:

R^PS= C₁^R(λ, θ^R_min, k, α)·f_psf^PHT

C₁^PHT(λref, θ_min^PHT, k, α)·f_psf^R (4.6) Ezek az R^{P S} faktorok ¨osszehasonl´ıthat´ok az egyszer˝u, csak a felbont´asi param´etert figyelembe vev˝o sk´al´az´assal ( (λ/D)^2.5α= –3-ra), a Helou & Beichmann (1990) formula szerint. Pl. a 85 cm-es

Spitzer-˝

urt´avcs˝ore: R_HB= 4.2·10⁻¹, a 3.5 m-es Herschel-˝urt´avcs˝ore pedig R_HB= 1.2·10⁻².

A fentiek alapj´an teljes ´eg cirruszkonf´uzi´os zajt´erk´epeit is elk´esz´ıtett¨unk a relev´ans t´avoli inf-rav¨or¨os ˝urt´avcs¨ovek m˝uszereire, ebb˝ol n´eh´any a 4.5 ´abr´an l´athat´o. A t´erk´epek k´esz´ıt´es´en´el figye-lembe kellett venni i) hogy alkalmazzuk-e az ISOHPOT ´es a DIRBE abszol´ut fel¨uleti f´enyess´eg fotometriai rendszerek k¨oz¨otti transzform´aci´ot, vagy az eredeti, ISOPHOT fel¨uleti f´enyess´egeket

haszn´aljuk, illetve ii) hogy figyelembe vessz¨uk-e azαspektr´alindex hull´amhosszf¨ugg´es´et, vagy kons-tans spektr´alindexet alkalmazunk. Ennek megfelel˝oen minden egyes m˝uszer konfigur´aci´ohoz tar-toz´o t´erk´epb˝ol n´egy alv´altozat k´esz¨ult, a fenti korrekci´ok figyelmbev´etel´evel vagy elhanyagol´as´aval.

Ezek a t´erk´epek szint´en el´erhet˝oek ahttp://kisag.konkoly.hu/confnoise/weboldalon, ´es felhaszn´al´asra ker¨ultek a Herschel Confusion Noise Estimator megalkot´as´an´al is (l. 7. fejezet)

4.5. ´abra. N´egy t´avoli-infrav¨or¨os m˝uszer becs¨ult konf´uzi´os zaja a felbont´asi hat´aron. Minden t´erk´ep DIRBE–ISOPHOT korrig´alatlan fel¨uleti f´enyess´egek alapj´an k´esz¨ult, konstansα´ert´ekek mel-lett, ekvatori´alis (J2000) koordin´ata-rendszerben. (a) ISO/ISOPHOT C200 kamera, 170µm; (b) ASTRO-F/FIS 170µm; (c) Spitzer/MIPS 160µm; (d) Herschel/PACS 175µm. B>200 MJy sr⁻¹ fel¨uleti f´enyess´eg felett a konf´uzi´os zaj ´ert´ekei als´o korl´atok, mert ezeket a B = 200 MJy sr⁻¹ fel¨uleti f´enyess´eghez tartoz´o zajbecsl´essel helyettes´ıtett¨uk.

5. fejezet

A f˝ o¨ ov kis ´ egitestjeinek

hozz´ aj´ arul´ asa a konf´ uzi´ os zajhoz infrav¨ or¨ os hull´ amhosszakon

Kiss, Cs., P´al, A., M¨uller, T.G., ´Abrah´am, P., 2008, A&A, 478, 605

5.1. Bevezet´ es

A f¨o¨ovi kisbolyg´ok t´ulnyom´o r´esze az ekliptika k¨ozel´eben, 20^◦-os ekliptikai sz´eless´eg alatt tal´alhat´o.

Az ismert kisbolyg´ok m´erete n´eh´any m´etert˝ol a kb. 1000 km-es m´eretekig terjed – az ut´obbi ´ert´ek a f˝o¨ovben tal´alhat´o egyetlen t¨orpebolyg´o, a Ceres m´erete, ami a f¨o¨ov teljes t¨omeg´enek mintegy harmad´at k´epviseli. A f˝o¨ov kisbolyg´oinak felsz´ıni h˝om´ers´eklete, Napt´ol val´o t´avols´aguknak megfe-lel˝oen 200 K k¨or¨ul van, ´ıgy h˝om´ers´ekleti sug´arz´asuk nagy r´esze a k¨oz´epinfrav¨or¨os hull´amhosszakra esik. Sz´ınk´ep¨ukben a visszavert napf´eny kb. 5µm-ig domin´ans, enn´el hosszabb hull´amhosszakon m´ar jelent˝osebb a h˝om´ers´ekleti sug´arz´as hozz´aj´arul´asa (l. pl. Harris & Lagerros, 2002). A f˝o¨ov kis-bolyg´oi viszonylag f´enyesek a Tej´utrendszer csillagaihoz k´epest a k¨oz´ep infrav¨or¨os ´es enn´el hosszabb hull´amhosszakon, mivel a legt¨obb csillag spektr´alis energiaeloszl´asa itt m´ar a Rayleigh–Jeans-tartom´anyban van, azaz a be´erkez˝o fluxus a hull´amhossz n´egyzet´enek n¨oveked´es´evel esik, m´ıg a f˝o¨ovi kisbolyg´ok h˝om´ers´ekleti sug´arz´as´anak maximuma 10–20µm k¨oz´e esik. Az ekliptika k¨ozel´eben t¨ort´en˝o m´ely infrav¨or¨os-m´er´esekben ez´ert mindig megjelennek ilyen (ismeretlen) mozg´o ´egitestek (l. pl. Tedesco & D´esert, 2002; Meadows ´es mtsai, 2004). Ezekb˝ol a felm´er´esekb˝ol azt is tudjuk, hogy a f˝o¨ovi kisbolyg´o-popul´aci´onak csak egy kis r´esz´et ismerj¨uk, ´es hogy a popul´aci´o ismeretlen r´esze jelent˝osen befoly´asolhatja az infrav¨or¨os-m´er´eseket a konf´uzi´os zajhoz t¨ort´en˝o hozz´aj´arul´as´aval bizonyos hull´amhosszakon, az arra ´erz´ekeny berendez´esek eset´eben.

Tedesco & D´esert (2002) becs¨ulte meg els˝o alkalommal a f˝o¨ovi kisbolyg´ok sz´am´at az ISO

˝

urt´avcs˝o ISOCAM kamer´aj´anak seg´ıts´eg´evel, egy 12µm-en v´egzett m´er´esi sorozattal, amiben majd-nem egy nagys´agrenddel t¨obb mozg´o forr´ast tal´altak, mint ismert f˝o¨ovi kisbolyg´ot. A mozg´o forr´asok t¨obbs´eg´enek f´enyess´ege 1 mJy alatt volt ezen a hull´amhosszon. Ennek alapj´an a szerz˝ok azt becs¨ult´ek, hogy kb. 1,2±0,5·10⁶, 1 km-n´el nagyobb kisbolyg´o l´etezhet a f˝o¨ovben, nagyj´ab´ol k´etszer annyi, mint azt kor´abban gondoltuk.

Egy ilyen ´egitest-popul´aci´o k´etf´ele m´odon befoly´asolhatja a megfigyel´eseket (els˝osorban a nagyobb felm´er´esek eset´eben): hozz´aj´arulnak az ´egi h´att´erhez ´es azon kereszt¨ul a konf´uzi´os zajhoz, illetve mint egyedi forr´asok

”t´eves” detekt´al´ask´ent jelennek meg a forr´assz´aml´al´asokban. A 2000-es ´evek elej´en a Spitzer- ´es a Herschel-, valamint a tervezett SPICA-˝urt´avcs˝o miatt sz´amos olyan munk´at publik´altak, amelyek konf´uzi´os zajt ´es detekt´al´asi hat´art becs¨ultek a fenti ˝ureszk¨oz¨ok m˝uszereire. Ezek a munk´ak a k´et f˝o komponenst, a kozmikus infrav¨or¨os h´atteret, illetve a galaktikus cirrusz emisszi´ot vett´ek

figyelembe (Lagache ´es mtsai., 2003; Negrello ´es mtsai., 2004; Kiss ´es mtsai., 2005; Jeong ´es mtsai., 2005, 2006), a Naprendszer kis ´egitestjeib˝ol sz´armaz´o esetleges j´arul´ekot nem.

Az infrav¨or¨os-˝urmisszi´ok sz´am´ara fontos k´erd´es, hogy a detekt´al´asi hat´ar alatti, vagy annak k¨orny´ek´en l´ev˝o aszteroid´ak jelent˝osen hozz´a tudnak-e j´arulni a konf´uzi´os zajhoz, illetve jelen tudnak-e ltudnak-enni jtudnak-eltudnak-ent˝os sz´amban´e mint zavar´o forr´asok. Mivel csak a f˝o¨ovi aszteroida f´enyess´egeloszl´as´anak f´enyes v´eg´et ismerj¨uk, egy megb´ızhat´o statisztikus modellre van sz¨uks´eg, ami az ismertekn´el kisebb m´eret˝u ´egitesteket is mag´aban foglal.

A 2000-es ´evek k¨ozep´en a legteljesebb ilyen, rendelkez´esre ´all´o modell Statisztikus Asztero-ida Modell (SAM, Tedesco ´es mtsai, 2002) volt, amely mintegy 3800 f˝o¨ovi, a teljes´egi hat´arn´al f´enyesebb aszteroida adatai alapj´an alkotta meg a teljes, ¨osszesen mintegy k´etmilli´o, nagyr´eszt szi-mul´alt ´egitestet tartalmaz´o adatb´azist, a fontosabb f˝o¨ovi kisbolyg´ocsal´adok figyelembev´etel´evel. Ezt a modellt haszn´altuk fel kiindul´ask´ent, azzal a c´ellal, hogy kisz´am´ıtsuk, hogy a modellben tal´alhat´o kisbolyg´ok term´alis emisszi´oja milyen hat´assal lenne a f¨oldfelsz´ıni ´es ˝urbeli infrav¨or¨os ´eszlel´esekre,

´

es hogy milyen a kisbolyg´okb´ol sz´armaz´o konf´uzi´os zaj er˝oss´ege a t¨obbi komponenshez (cirrusz, extragalaktikus h´att´er) ezeken a hull´amhosszakon.

5.2. Adatfeldolgoz´ as

Az SAM kisbolyg´ok poz´ıci´oj´at (bel´ertve a val´odiakat ´es a m´eretextrapol´alt popul´aci´o tagjait is) a 2000. janu´ar 1. ´es 2012. december 31. k¨oz¨otti id˝oszakra sz´am´ıtottuk ki ¨otnapos id˝ofelbont´assal, ami elegend˝oen arra, hogy j´ol lefedje az elong´aci´okat az ´ev sor´an. Az integr´al´asn´al figyelembe vett¨uk a k¨uls˝o ´es bels˝o bolyg´ok kalibr´al´o hat´as´at is. Azokn´al az ˝ureszk¨oz¨okn´el, amelyek a Nap–F¨old rendszer L2 pontj´aban m˝uk¨odnek (pl. Herschel ´es Planck) a geocentrikus ´es az L2 pontban ´eszlelhet˝o kis-bolyg´o eloszl´asok k¨oz¨ott nincsen statisztikailag sz´amottev˝o k¨ul¨onbs´eg, ez´ert ezt a konf´uzi´os zaj ´es sz´amstatisztik´ak sz´am´ıt´as´an´al elhanyagoltuk. A Spitzer ˝urt´avcs˝o viszont jelent˝os t´avols´agban volt a F¨oldt˝ol a vizsg´alt id˝oszakban, kriogenikus ´elettartama alatt (2004. janu´ar ´es 2009. december k¨oz¨ott).

Ez´ert ezen ˝ureszk¨oz eset´eben az aktu´alis, NASA/JPL Horizons adatb´azisb´ol sz´armaz´o poz´ıci´ora sz´am´ıtottuk ki a statisztik´akat.

Az integr´al´as pontoss´ag´at n´eh´any ismert ´egitest (Ceres, Pallas, Vesta ´es Astraea) sz´am´ıtott ´es val´odi p´aly´aj´anak ¨osszehasonl´ıt´as´ab´ol bescs¨ult¨uk meg, a Minor Planet Center¹(Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) adatai alapj´an. Az ¨osszehasonl´ıt´ashoz haszn´alt id˝oszak hossza kb. 105 ´ev volt, 1901,0-t´ol 2006. m´arcius 6-ig. A legnagyobb elt´er´es a poz´ıci´ok k¨oz¨ott 0,04 foknak ad´odott a teljes integr´aci´os id˝otartamra, m´ıg a SAM modellel ´altalunk lefedett 12 ´eves id˝oszakra az elt´er´esek maximuma 0,004 foknak ad´odott, ami elegend˝oen kicsi ahhoz, hogy a teljes SAM mint´ab´ol sz´am´ıtott statisztikus mennyis´egekben ne okozzon sz´amottev˝o hib´at.

Minden SAM aszteroid´ahoz ´es minden d´atumhoz 14 fix{λ0,k}hull´amhosszon rendelt¨unk term´alis fluxusokat. Ezeket ´ugy v´alasztottuk meg, hogy logaritmikusan ekvidiszt´ans m´odon fedj´ek le az 5µm–

1 mm intervallumot. Ha egy adott m˝uszer eset´eben annak nomin´alis hull´amhossza k¨ul¨onb¨oz¨ott a 14 hull´amhossz valamelyik´et˝ol, akkor az ezen a hull´amhosszon a fluxus´at interpol´al´aci´oval sz´am´ıtottuk ki a 14 fluxusb´ol. A term´alis emisszi´o kisz´am´ıt´as´ara a Standard Term´alis Modellt (r´eszletesen l. a 8.2 fejezetet) haszn´altuk. Ebben a modellben az aszteroida sima felsz´ın˝u, szf´erikus, ´es nem forg´o

´

egitest, amelynek felsz´ıne ´alland´o h˝om´ers´ekleti egyens´ulyban van a Napb´ol ´erkez˝o besug´arz´assal, a h˝ovezet´est pedig nem vessz¨uk figyelembe. A felsz´ın kr´aterezetts´eg´et, h˝otehetetlens´eg´et, ´es egy´eb tu-lajdons´agait azηnyal´abparam´eteren kereszt¨ul vessz¨uk figyelembe, amire a standardη= 0,756 ´ert´eket haszn´altuk. A nem nulla f´azissz¨ogekre egy empirikus 0,01 mag fok⁻¹f´aziskorrekci´ot alkalmaztunk az oppoz´ıci´o fluxus´ahoz k´epest. A modellb˝ol a k¨ovetkez˝o mennyis´egeket sz´armaztattuk:

A forr´asok sz´ama. K´etf´ele forr´assz´amot sz´armaztatunk, (1) N_tot az ¨osszes SAM kisbolyg´o sz´ama az adott cell´aban, amit az adott cella t´ersz¨og´evel (Ωc) normaliz´aunk (´ıgy ennek a

1http://www.cfa.harvard.edu/iau/MPEph/MPEph.html

m´ert´ekegys´ege [sr⁻¹]); (2) Nlim(λi, Slim) az aszteroid´ak sz´ama az Slim detekt´al´asi hat´ar felett az adott hull´amhosszon, ugyancsak az adott cella t´ersz¨og´evel (Ωc) normaliz´alva ([sr⁻¹]);

Fluktu´aci´os teljes´ıtm´eny. A teljes fluktu´aci´os teljes´ıtm´enyt a teljes

”megfigyelt” eloszl´asb´ol sz´am´ıtjuk az adott cell´aban ´es az adott λ_i hull´amhosszon:

δF0(λi) = 1

ebben az esetben az ¨osszegz´es a ¨osszes, az adott cell´aban tal´alhat´o aszteroid´ara vonatkozik. Anem detekt´alhat´o aszeroid´akb´ol sz´armaz´o fluktu´aci´os teljes´ıtm´eny,δFlimegy adott berendez´es/sz˝ur˝o kon-bin´aci´oraδF0-hoz hasonl´oan sz´am´ıthat´o, de itt csak a detekt´al´asi hat´arn´al halv´anyabb aszteroid´akat vessz¨uk figyelembe:

δFlim csak az aktu´alis detekt´al´asi hat´ar miatt m´er˝orendszerf¨ugg˝o, a berendez´es egy´eb saj´atoss´agait (pl. t´erbeli felbont´as) nem kell figyelembe venni δFlim kisz´am´ıt´as´an´al, majd csak a konf´uzi´os zaj eset´eben (l. al´abb). δF₀ teljes m´ert´ekben m˝uszerf¨uggetlen mennyis´eg, de mind δF₀, mind pedigδF_lim nagyon er˝osen f¨ugg az aktu´alis aszteroida eloszl´as modellt˝ol.

Konf´uzi´os zaj. Az adott sz´amol´as keretein bel¨ul felt´etelezz¨uk, hogy az aszteroid´aklok´alis t´erbeli eloszl´asa Poisson-eloszl´as, azaz ugyanaz a fluktu´aci´os teljes´ıtm´eny haszn´alhat´o a konf´uzi´os zaj kisz´am´ıt´as´ara minden t´erfrekvenci´an, f¨uggetlen¨ul az aktu´alis m˝uszert˝ol. Ennek alapj´an a konf´uzi´os zajt a k¨ovetkez˝ok´eppen sz´am´ıthatjuk:

σ0(λi,Ωp) = (Ωp·δF0(λi))¹² (5.3) σlim(λi,Slim,Ωp) = (Ωp·δFlim(λi,Slim))¹² (5.4) aholσ₀a teljes,σ_limpedig az ´erz´ekenys´egi hat´art´ol f¨ugg˝o konf´uzi´o zaj. Ω_pa detektor effekt´ıv t´ersz¨oge, ami nem felt´etlen¨ul egyezik meg az aktu´alis apert´ura vagy pixel fizikai m´eret´evel. A detekt´al´asi hat´arhoz tartoz´o konf´uzi´os zaj pedig f¨ugg a pontforr´as fluxus´anak meghat´aroz´as´ahoz haszn´alt m´odszert˝ol (l. pl. Kiss ´es mtsai, 2005). Az effekt´ıv t´ersz¨ogekre vontakoz´o becsl´esek tal´alhat´ok az Inf-rav¨or¨os Statisztikus Aszteroida Modell honlapj´an². Viszonylag alacsony sz´amuk miatt a modell¨ unk-ben szerepl˝o aszteroid´ak a pontforr´asok detekt´alhat´os´ag´at afotometriai, nem pedig a forr´ass˝ur˝us´eg krit´eriumon kereszt¨ul korl´atozz´ak (l. 1. fejezet). A σ0 ´es σlim mennyis´egek als´o korl´atok, mivel nyilv´anval´oan l´eteznek 1 km-n´el kisebb ´egitestek is a f˝o¨ov m´ereteloszl´as´aban, amelyeknek a hat´as´at itt nem vett¨uk figyelembe – ennek a hozz´aj´arul´asnak a becsl´es´ere a k´es˝obbiekben m´eg visszat´er¨unk.

5.3. Eredm´ enyek

Mint azt az el˝oz˝oekben m´ar eml´ıtett¨uk, a SAM modell kisbolyg´oinak poz´ıci´oit a 2000. janu´ar 1. ´es a 2012. december 31. k¨oz¨otti id˝oszakra sz´amoltuk ki, ´es minden id˝opontban minden modellbeli kis-bolyg´ohoz egy spektr´alis energiaeloszl´ast rendelt¨unk az STM modell alapj´an. Ebb˝ol az adatb´azisb´ol fluktu´aci´os teljes´ıtm´enyeket ´es forr´assz´amokat sz´armaztattunk, ezek az adatok el´erhet˝oek egy inter-netes fel¨uleten kereszt¨ul². A fel¨ulet bemen˝o param´eterk´ent k´eri a k¨ovetkez˝oket:

• a mez˝o ´egi koordin´at´ai

2http://kisag.konkoly.hu/solarsystem/irsam.html

5.1. ´abra. Az SAM kisbolyg´ok fluktu´aci´os teljes´ıtm´eny´enek (δF0, bal oldal) ´es teljes sz´am´anak (Ntot, jobb oldal) v´arhat´o eloszl´asa az ´egen 20µm-en 2008. janu´ar 1-j´en, m´arcius 10-´en ´es m´ajus 20-´an (ekliptikai koordin´ata-rendszerben). A Nap ´es az anti-Nap helyzet´et a

”” ´es a

”” szimb´olumok jel¨olik.

• a m´er´es id˝opontja

• a m´er´es hull´amhossza

• ´erz´ekenys´egi hat´ar (Slim)

• a koordin´ata-rendszer k¨oz´eppontja (geocentrikus vagy id˝of¨ugg˝o a Spitzer-˝urt´avcs˝o aktu´alis ko-ordin´at´aival).

Kimenetk´ent a k¨ovetkez˝oket kapjuk:

• teljes fluktu´aci´os teljes´ıtm´enyt (δF0, [Jy²sr⁻¹]),

• a detekt´al´asi hat´ar alatti aszeroid´akb´ol sz´armaz´o fluktu´aci´os teljes´ıtm´enyt (δF_lim, Jy²sr⁻¹);

• a detekt´al´asi hat´ar felett l´ev˝o aszteroid´ak sz´am´at az adott hull´amhosszon (Nlim, sr⁻¹); valamint

• a SAM modell aszteroid´ak hozz´aj´arul´as´at az ´atlagos fel¨uleti f´enyess´eghez az adott hull´amhosszon (B0, MJy sr⁻¹).

A konf´uzi´os zaj ´ert´eke egy adott m˝uszer/sz˝ur˝o kombin´aci´ora a fentebb le´ırtak alapj´an kisz´am´ıthat´o.

5.2. ´abra. ´Atlagos fluktu´aci´os teljes´ıtm´eny az elong´aci´o ´es az ekliptikai sz´eless´eg f¨uggv´eny´eben a Spitzer/MIPS 24µm-es, illetve a Herschel/PACS 100µm-es sz˝ur˝oire.

N´eh´any fontosabb m˝uszerre ´es bizonyos id˝opontokra elk´esz´ıtett¨uk a δF0, δFlim, Ntot ´es Nlim

t´erk´epeket – ezek a t´erk´epek egyazon napra ´es m˝uszerre nagyon hasonl´o fel´ep´ıt´est mutatnak. Ha az

´egen ezket ekliptikai kooridn´ata-rendszerben ´abr´azoljuk, akkor a k¨ovetkez˝oket ´allap´ıthatjuk meg:

• a t´erk´epek szimmetrikusak ekliptikai sz´eless´egben (β) ´es maximumot mutatnak az ekliptikai s´ık k¨ozel´eben.

• az eloszl´as a legkiterjedtebb ekliptikai sz´eless´egben a Nappal ´atellenes pontban, ahol a fluktu´aci´os teljes´ıt´eny izokont´urok egy

”kidudorod´ast” mutatnak, ami v´egighalad az ekliptik´an ahogyan a F¨old a Nap k¨or¨ul kering. Hasonl´ok´eppen viselkedik az eloszl´as minimuma a Nap ir´any´aban.

• ha a t´erk´epeket heliocentrikus ekliptikai koordin´ata-rendszerbe transzform´aljuk (λhelyettλ-λ₀ -t haszn´alunk, aholλ₀a Nap ekliptikai hossz´us´aga), akkor a k¨ul¨onb¨oz˝o id˝opontokban k´esz´ıtett, ugyanarra a hull´amhosszra vonatkoz´o t´erk´epek nagyon hasonl´oak, a k¨ul¨onbs´egek az egyes t´erk´epek k¨oz¨ott legal´abb egy nagys´agrenddel kisebbek, mint az egyes t´erk´epek ´atlagos ´ert´ekei.

Ennek alapj´an lehets´eges id˝of¨uggetlen, ´atlagos fluktu´aci´os teljes´ıtm´eny- ´es forr´assz´am-t´erk´epek k´esz´ıt´ese egy adott m˝uszerkonfigur´aci´ora. Ezek a t´erk´epek j´ol becslik az ´atlagos ´ert´ekeket, ami-kor a megfigyel´es id˝opontja nem ismert.

• K¨ozepes ekliptikai sz´eless´egek eset´eben az ´egi h´att´er aszteroid´akhoz k¨ot˝od˝o komponense n´eh´any hetes id˝osk´al´an v´altozik meg jelent˝osen, ennek m´ert´eke er˝osen m˝uszer- ´es poz´ıci´of¨ugg˝o. Az ek-liptika k¨ozel´eben ezek a v´altoz´asok kev´esb´e szembet˝un˝oek, ´es l´enyeg´eben nincsenek v´altoz´asok nagy ekliptikai sz´eless´egeken, mivel ezek a helyeken f˝o¨ovi aszteroid´ak csak sporadikusan for-dulnak el˝o.

A f˝o¨ov kisbolyg´oi k´et m´odon befoly´asolj´ak az infrav¨or¨os- ´es szubmillim´eteres m´er´eseket: egyr´eszt megn¨ovelik a fluktu´aci´os teljes´ıtm´enyt, m´asr´eszt hozz´aj´arulnak a pontforr´as-statisztik´akhoz ismeret-len forr´asok keres´ese eset´en. Mint ahogyan azt kor´abban l´attuk, az ´altalunk viszg´alt hull´amhosszakon a konf´uzi´os zaj f˝o forr´asa az extragalaktikus h´att´er ´es a galaktikus cirrusz emisszi´o. A cirrusz emisszi´o er˝oss´ege jelent˝osen v´altozik helyr˝ol helyre, ´es az extragalaktikus konf´uzi´o szintje alatt van a leg-jobb kozmol´ogiai mez˝okben. Mivel az extragalaktikus h´att´erb˝ol sz´armaz´o konf´uzi´o ´ert´eke minden

A f˝o¨ov kisbolyg´oi k´et m´odon befoly´asolj´ak az infrav¨or¨os- ´es szubmillim´eteres m´er´eseket: egyr´eszt megn¨ovelik a fluktu´aci´os teljes´ıtm´enyt, m´asr´eszt hozz´aj´arulnak a pontforr´as-statisztik´akhoz ismeret-len forr´asok keres´ese eset´en. Mint ahogyan azt kor´abban l´attuk, az ´altalunk viszg´alt hull´amhosszakon a konf´uzi´os zaj f˝o forr´asa az extragalaktikus h´att´er ´es a galaktikus cirrusz emisszi´o. A cirrusz emisszi´o er˝oss´ege jelent˝osen v´altozik helyr˝ol helyre, ´es az extragalaktikus konf´uzi´o szintje alatt van a leg-jobb kozmol´ogiai mez˝okben. Mivel az extragalaktikus h´att´erb˝ol sz´armaz´o konf´uzi´o ´ert´eke minden

In document ´Ertekez´esazMTAdoktoric´ımmegszerz´es´e´ertBudapest,2016 Infrav¨or¨os˝urcsillag´aszati´eszlel´esitechnik´ak´esalkalmaz´asuknaprendszerbelikis´egitestekmegfigyel´es´ere KissCsaba (Pldal 42-0)