System wyszukiwania gwiazd nowych i zmiennych w
advertisement
UNIWERSYTET KARDYNAŁA STEFANA WYSZYŃSKIEGO w Warszawie WYDZIAŁ MATEMATYCZNO – PRZYRODNICZY SZKOŁA NAUK ŚCISŁYCH KIERUNEK FIZYKA Katarzyna Ewa Małek System wyszukiwania gwiazd nowych i zmiennych w danych pochodzących z przeglądów nieba w eksperymencie "Pi of the Sky" Praca magisterska wykonana pod kierunkiem dr hab. Lecha Mankiewicza Warszawa, 2006 Serdeczne podziękowania dla dr hab. Lecha Mankiewicza i całego zespołu „π of the Sky” za wskazówki i wsparcie podczas tworzenia niniejszej pracy. Wstęp................................................................................................................................ 2 1. Historia odkryć GRB.............................................................................................. 3 1.1 Błyski SGR ........................................................................................................ 6 2. Projekt „π of the Sky” .......................................................................................... 20 3. Rozgrzewka – badanie działania systemu .......................................................... 31 4. 5. 3.1 Wykresy ruchu montażu .................................................................................. 32 3.2 Conocny plan obserwacji................................................................................ 36 3.3 Koordynowanie nazw obserwowanych pól..................................................... 37 Analiza skanów ..................................................................................................... 40 4.1 Astrometria i katalogowanie gwiazd pochodzących ze skanów ..................... 44 4.2 Wyszukiwanie gwiazd nowych – wypełnianie tabeli novaevents.............. 45 4.3 Wyszukiwanie gwiazd nowych – wykorzystanie analizy „wstecz” ................. 55 4.4 Wyszukiwanie gwiazd nowych – na bieżąco ................................................... 61 4.5 Wizualizacja wyników..................................................................................... 63 Wyniki.................................................................................................................... 67 5.1 Nova V 5115 Sgr ............................................................................................. 67 5.2 Neptun............................................................................................................. 72 5.3 Gwiazdy zmienne ............................................................................................ 74 5.3.1 NSV 12190 ............................................................................................. 79 5.3.2 VX Vel.................................................................................................... 79 5.3.3 RT Vel..................................................................................................... 80 5.3.4 V0973 Sgr ............................................................................................... 81 5.3.5 SX Vel..................................................................................................... 81 5.4 Tło ................................................................................................................... 82 Podsumowanie............................................................................................................... 87 Bibliografia .................................................................................................................... 88 Słownik........................................................................................................................... 89 Wstęp Celem niniejszej pracy było stworzenie oprogramowania umożliwiającego znajdowanie nowych gwiazd na zdjęciach otrzymywanych podczas wykonywania skanów wieczornych i porannych aparaturą „π of the Sky”. Ideą projektu „π of the Sky” są badania zjawisk astrofizycznych z duża rozdzielnością czasową. Głównym celem są poszukania błysków optycznych, głównie Gamma Ray Burst 1 , za pomocą aparatury astronomicznej umieszczonej w Las Campanas Observatory w Chile. 1 Wysoko-energetyczne błyski promieniowania γ pochodzenia pozagalaktycznego o bardzo krótkim czasie trwania (średnio od 0.01 do 100s). 2 1. Historia odkryć GRB Historia odkrycia błysków γ sięga lat 60-tych XX wieku i jest jedną z najbardziej nietypowych, jakie zdarzyły się w nauce. Czas Zimnej Wojny podzielił Świat na dwa wrogie bloki. Jednym z narzędzi polityki zagranicznej, pomimo zakazu agresji, był potencjał militarny, a szczególnie jądrowy, który pozwalał na zastraszanie przeciwnika. Wielkie mocarstwa, takie jak USA i istniejące wtedy ZSRR, finansowały wiele kosztownych badań nad produkcją coraz to bardziej nowoczesnej broni masowego rażenia. Prowadziło to do wielkiego zagrożenia wojną atomową. Ogromną szansą na jej uniknięcie było wdrożenie w życie "Układu o Zakazie Doświadczeń z Bronią Jądrową w Atmosferze, Przestrzeni Kosmicznej i Pod Wodą" (Partial Test Ban Treaty – PTBT) sformułowanej przez Organizację Narodów Zjednoczonych. Układ ten, pomimo ogromnej nieufności, został podpisany przez ZSRR i USA dnia 10 października 1963 roku. Ustalono, że obie strony będą się wzajemnie kontrolować z kosmosu. Ponieważ podczas wybuchu jądrowego około 50% fal wypromieniowywane jest w długościach rentgenowskich, natomiast 1% w długościach gamma, więc sposobem kontroli stało się wysłanie w przestrzeń kosmiczną odpowiednich detektorów. Fotony γ są o wiele rzędów wielkości bardziej energetyczne od fotonów z zakresu promieniowania widzialnego. Umożliwia im to przenikanie przez materię bez zauważalnego oddziaływania z nią. Plusem pomiarów promieniowania γ jest to, iż można bezpośrednio badać ich źródła, minusem natomiast jest fakt stosunkowo słabego oddziaływania promieniowania γ z tradycyjnymi detektorami. Rysunek 1.1 Zakres widma promieniowania elektromagnetycznego. Na Ziemi nie występują silne źródła tego typu promieniowania, więc każde ich zarejestrowanie w przestrzeni kosmicznej powinno oznaczać nielegalną próbę nad 3 bronią jądrową. Właśnie w takie detektory (detektory promieniowania neutronowego i γ) zostały wyposażone amerykańskie satelity szpiegowskie VELA [1] (nazwa pochodzi od hiszpańskiego czasownika velar - strzec). Celem ich działania była obserwacja całej Ziemi oraz Księżyca. Satelity VELA miały kształt dwunastościennych kostek, w wierzchołkach których zamontowano detektory promieni X oraz γ. Wystrzelono je na wysoką orbitę o promieniu rzędu 1/3 odległości pomiędzy Ziemią a Księżycem. Na orbicie jednocześnie znajdowała się para satelitów ustawionych naprzeciw siebie. Dzięki temu możliwa była równoczesna obserwacja całej planety, ale czujniki tych satelitów były także skierowane w stronę nieba. Ponieważ pierwsze pary satelitów zostały umieszczone na orbicie w latach 60 tych, należy więc pamiętać, iż ówczesna technologia stosowana w detektorach nie pozwalała na lokalizację źródeł promieniowania γ, a jedynie rejestrację natężenia i niezbyt dokładne określenie czasu błysku. Pierwsza para satelitów została wysłana w kosmos już 17 października 1963 roku i od tamtej pory zaczęto rejestrować kilkusekundowe błyski promieniowania X i γ. Technologia detektorów rozwijała się gwałtownie. Kolejne z modeli wystrzeliwanych satelitów były coraz bardziej udoskonalane i po kilku latach miały już zdolność precyzyjnego (z dokładnością do 5 stopni w roku 1969) wyznaczania kierunku pochodzenia źródła. Ręczne sprawdzanie otrzymywanych danych było nie lada wyzwaniem. Pierwszą astronomiczną analizę otrzymanych rezultatów przeprowadziło dwóch naukowców z Los Alamos National Laboratory: Ray Klebesadel i Roy Olson. [2]. Porównywali oni dane z satelitów, aby szukać koincydencji pomiędzy rejestracjami widm, gdyż jedynie taka metoda selekcji wybuchów mogła odrzucić przypadkowe wyładowania pochodzące ze Słońca, czy kosmosu. Znaleźli oni jeden bardzo ciekawy przypadek pochodzący z 2-go lutego 1967 roku. Satelity VELA 4 a i b zarejestrowały w tym samym czasie błysk promieniowania. Początkowo myślano, iż ZSRR złamało traktat, lecz kształt zarejestrowanego błysku był zdecydowanie różny od tego, jaki otrzymywany jest po wybuchu bomby jądrowej. W przypadku broni jądrowej satelita powinien zaobserwować pojedynczy błysk, natomiast zarejestrowane 2-go lutego widmo miało charakterystyczny, dwugarbny kształt. Błysk ten został zakwalifikowany jako błysk pochodzenia kosmicznego i nazwany Gamma Ray Bursts (GRB). Od tamtej pory dr Klebesadel zaczął przeszukiwać dane pochodzące z VELI pod kątem podobnych błysków. Początkowo spodziewał się, iż błyski te muszą być w jakiś sposób związane z wybuchami na Słońcu bądź, wybuchami supernowych. Odnalezione jednak 4 w danych błyski pojawiały się w zupełnie różnych momentach i wykluczały jako źródło błysków γ Słońce. Wtedy też powstała hipoteza, że błyski te mogą pochodzić od obiektów znajdujących się we wstędze Drogi Mlecznej, czyli w naszej Galaktyce. Rysunek 1.2 Pierwszy wykryty błysk gamma pochodzenia kosmicznego, zarejestrowany w dniu 02.07.1967r W marcu 1971 roku amerykanie wystrzelili na orbitę satelitę IMP 6 natomiast w październiku OSO 7 – oba przeznaczone do badań Słońca, wyposażone w detektory promieniowania γ. Potwierdzały one rejestrowane przez VELA błyski. Również radziecki satelita szpiegowski KONUS (odpowiednik amerykańskiej VELA) rejestrował przypadki błysków tego promieniowania. Ponieważ jednak oba projekty były tajnie, musiało upłynąć kilka lat zanim można było upowszechnić część danych potrzebnych do opublikowania odkrycia. W roku 1973 naukowcy z Los Alamos National Laboratory opisali w czasopiśmie Astrophysical Journal 16 udokumentowanych błysków promieniowania γ zarejestrowanych przez okres 4 lat począwszy od czerwca 1969 roku. Dane pochodzące z radzieckiego KONUSA zostały opublikowane rok później i potwierdziły rejestrację błysków przez amerykańskie detektory. W roku 1976 została powołana Sieć Międzyplanetarna IPN (Interplanetary Network) składająca się z detektorów promieniowania γ znajdujących się na statkach kosmicznych badających Słońce i planety. Detektory te do dziś pracują wspólnie w celu zlokalizowania błysków γ za pomocą metody triangulacji.[2] 5 Rysunek 1.3 Metoda triangulacji pomocna w znalezieniu miejsca pochodzenia błysku gamma. 1.1 Błyski SGR 5-go marca 1979 roku wszystkie satelity należące do IPN zarejestrowały najsilniejszy energetycznie i najdłużej trwający, bo kilkadziesiąt sekund, błysk promieniowania γ. Był tak jasny, iż nawet satelity wyposażone w niewielkie detektory w tym zakresie promieniowania miały możliwość wykrycia go. Dzięki temu możliwa była szczegółowa analiza jego pochodzenia i zachowania. Za pomocą matematycznych metod triangulacji dowiedziono, że źródło tego błysku znajdowało się w mgławicy w Obłoku Magellana. Kilka tygodni później po zanalizowaniu danych potwierdzających kierunek przylotu błysku okazało się, iż błysk zbiegł w czasie z odkryciem niewielkiej mgławicy, nazwanej przez naukowców N49, w Wielkim Obłoku Magellana (sąsiedniej do Drogi Mlecznej galaktyki odległej o około 160 tys. lat świetlnych). N49 jest pozostałością po wybuchu supernowej, stąd pierwsze wnioski, iż błyski γ są ściśle związane z supernowymi [3]. Po przeprowadzeniu dalszych badań odkryto, iż zaobserwowany w marcu 1979 roku błysk różnił się od swoich poprzedników: trwał znacznie dłużej, a część jego promieniowania przypadała na promieniowanie X, posiadał również regularną oscylację w trakcie słabnięcia. Po wielokrotnych obserwacjach podobnych błysków stwierdzono, iż są one nową klasą obiektów i nazwano je Soft Gamma-ray Repeaters (SGR). 6 Rysunek 1.4 Przykład błysku SGR zarejestrowanego 27.08.1998 roku (źródło http://observe.arc.nasa.gov/) Błyski SGR są już dobrze poznane i wiadomo, że pochodzą one od nietypowych gwiazd neutronowych – magnetarów. Podczas wybuchu supernowej jej warstwy zewnętrze są wyrzucane w przestrzeń kosmiczną, natomiast jądro zapada się do średnicy rzędu 20 km. W ten sposób powstaje gwiazda neutronowa, której wnętrze jest tak gęste, że czasem nazywa się ją gigantycznym jądrem atomowym. Centymetr sześcienny materii pochodzącej z takiej gwiazdy ważył by na Ziemi wiele miliardów ton. Magnetarem nazywamy taką gwiazdę neutronową, która znajduje się dodatkowo w bardzo silnym, anomalnym dla gwiazdy neutronowej, polu magnetycznym [4]. Taki przypadek zdarza się raz na tysiąc wybuchów supernowej. To pole magnetyczne jest kilka miliardów razy silniejsze od pola magnetycznego Ziemi. Zaraz po powstaniu magnetar obraca się w tempie ponad 1000 obrotów/sekundę, lecz w niedługim czasie zwalnia do jednego obrotu na kilka sekund. Dodatkowo pole magnetyczne, w jakim się znajduje, nie jest w pełni stabilne i gwiazda narażona jest na ciągłe naprężenia. Po kilku latach ciągłej walki z tym polem następuje gwałtowna przebudowa gwiazdy, podczas której pole magnetyczne osłabia się i wystrzeliwana może być w przestrzeń materia, która wydostając się z wnętrza magnetara, powoduje błysk w widmie promieniowania γ. Po błysku następuje początkowa stabilizacja, a następnie ponownie tworzą się naprężenia w magnetarze i po kilku latach sytuacja powtarza się. Cykl ten będzie trwał do tej pory, aż kolejne wyładowania materii obniżą wartość natężenia pola magnetycznego do rzędu pola w typowej gwieździe neutronowej. Dlatego właśnie ten typ błysków γ nazwano powtarzającymi się (repeaters). Szacuje się, że średnio życie magnetara, zanim przejdzie do stanu gwiazdy neutronowej, trwa około setek tysięcy lat. 7 Zrozumienie błysków SGR nie było jednak równoznaczne z odkryciem pochodzenia błysków GRB. Naukowcy przedstawiali wiele teorii. Najważniejsze modele teoretyczne, które rozważali naukowcy zebrał Robert Nemiroff z Uniwersytetu George’a Mason’a w Wirginii i opublikował jako listę ponad 100 modeli (ta liczba jest znacznie większa od liczby zaobserwowanych do tego czasu błysków GRB). Równocześnie w gazetach pojawiały się artykuły na temat zaobserwowanych przez astronomów wojen gwiezdnych. W roku 1999 NASA (National American and Space Administration) wystrzeliło w przestrzeń kosmiczną ważącego 17 ton satelitę CGRO (Compton Gamma Ray Observatory), jednego z serii wielkich obserwatoriów kosmicznych [5]. Satelita ten był wyposażony w cztery znaczące instrumenty: EGRET (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope), BATSE (Burst and Transient Source Experiment), OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment) oraz COMPTEL (Imaging Compton Telescope). Dla celów GRB najważniejszym z nich był eksperyment BATSE 2 , którego 8 detektorów promieniowania γ umieszczono w rogach satelity. Takie rozmieszczenie umożliwiało równoczesną obserwację całej przestrzeni kosmicznej. Wielkim atutem BATSE było również wyznaczanie pozycji błysku γ z precyzją rzędu 1 stopnia. Precyzja ta nie jest najlepsza, jednak możliwość wyznaczenia źródła promieniowania bez angażowania wszystkich satelitów znajdujących się na orbicie była wielkim postępem. Naukowcy zajmujący się badaniem błysków γ, wierzący, iż źródłem tych błysków jest Droga Mleczna, liczyli na dokładne wskazanie obszaru naszej galaktyki odpowiedzialnej za te błyski. BATSE obserwowało kilka nowych GRB każdego dnia. Niektóre trwały nie dłużej niż kilka sekund, inne natomiast kilka minut. Błyski te różniły się też krzywą blasku: jasność ich gwałtownie spadała lub też wygaszały się wolniej. Każdy z zarejestrowanych GRB był inny, nie znaleziono wśród nich powtarzalności. Przełomem w badaniach było opublikowanie przez NASA mapy pozycji wszystkich zarejestrowanych przez BATSE błysków. Błyski te nie skoncentrowały się w żadnym obszarze, a rozkładały się równomiernie po całym niebie. 2 Oficjalna strona internetowa eksperymentu: http://f64.nsstc.nasa.gov/batse/grb/lightcurve/ 8 Rysunek 1.5 Mapa pozycji wszystkich 2704 błysków zarejestrowanych przez BATSE. (źródło http://antwrp.gsfc.nasa.gov) Ta izotropowość rozkładu błysków musiała znacząco zmniejszyć ilość modeli teoretycznych błysków GRB. Odrzucono najpopularniejszy w tamtym czasie model gliczy (z ang. gleaches) na gwiazdach neutronowych. Zakładał on, iż energia wyzwalana podczas gliczu może produkować błyski γ. Gliczem nazywa się moment przyspieszenia obrotu pulsara, czyli gwałtowną zmianę jego okresu, wywołaną nagłym przyspieszeniem rotacji. Podczas swojego istnienia pulsar stopniowo zmniejsza prędkość obrotów, co związane jest z powolnymi spłaszczeniami na biegunach gwiazdy. Gdy maleje ilość obrotów, zmniejsza się też siła odśrodkowa i w nagłej przemianie (podobnej do ziemskiego trzęsienia ziemi) grawitacja dąży do ponownego nadania pulsarowi kształtu zbliżonego do kuli. Jednak występująca tu energia nie jest aż tak wielka, więc obserwowane błyski mogłyby pochodzić tylko od bliskich Ziemi gwiazd neutronowych. Dodatkowo większość gwiazd neutronowych skupia się w dysku Galaktyki, a więc gdyby ten model był prawidłowy BATSE zaobserwowałby pewną niejednorodność w rozkładzie GRB. Na kilka lat przed pomiarami BATSE Bogdan Paczyński, polski astronom pracujący w Princeton University sugerował, iż GRB mają pochodzenie pozagalaktyczne. Zanim BATSE opublikowało wyniki był jedynym astronomem głoszącym tą teorię. Po publikacji procent ten wzrósł bardzo szybko jednak nadal pewna grupa astronomów z Donaldem Lamb’em na czele pracowała nad modelem, w którym źródłem GRB są gwiazdy neutronowe znajdujące się w naszej galaktyce. Nadal także nie było wiadomo 9 jakie procesy fizyczne kryją się za tymi błyskami. BATSE pracował na orbicie 9 lat dostarczając wiele ważnych informacji dotyczących błysków γ oraz innych zjawisk obserwowanych w kosmosie. Po awarii jednego z żyroskopów NASA zdecydowało o jego spaleniu i pomimo wielu protestów ze strony naukowców BATSE spłonął w atmosferze 4 czerwca 2000 roku [2]. Rysunek 1.6 Przykładowe krzywe blasku błysków γ zaobserwowanych przez BATSE. zjawiskiem dla GRB jest fakt, iż każdy błysk jest inny, niepowtarzalny Typowym (źródło http://f64.nsstc.nasa.gov/batse/) Cztery lata wcześniej na orbitę okołoziemską z Przylądka Canaveral został wystrzelony włosko-holenderski satelita Beppo-SAX. Był to pierwszy satelita, który został specjalnie przystosowany do badania błysków γ. Oprócz detektorów promieniowania γ został on wyposażony w teleskop dla nisko- i średnioenergetycznego promieniowania X oraz detektor przeznaczony do badania wyjątkowo silnych wiązek tego promieniowania. Beppo-SAX był pierwszym satelitą na świecie, który mógł obserwować całe spektrum promieni X w zakresie 0.1-300 keV. Dodatkowo był wyposażony w urządzenie pozwalające na lokalizację błysku z dokładnością do pięciu minut kątowych – taka precyzja pozwalała na skierowanie teleskopów w miejsce błysku 10 okularów teleskopów znajdujących się na Ziemi i dzięki temu umożliwiał badanie późniejszej, gwałtownie blednącej poświaty błysku w zakresie rentgenowskim, widzialnym i radiowym [6]. Pierwsza obserwacja z wykorzystaniem teleskopów naziemnych miała miejsce 28 lutego 1997. Beppo-SAX w czasie 8 godzin lokalizował na niebie miejsce błysku i wysłał sygnał do obserwatoriów naziemnych, które już po kolejnych 12 godzinach mogły obserwować to miejsce. Zaobserwowano tam poświatę słabnącego obiektu gwiazdowego. Rozpoczęła się analiza otrzymanych danych. Na zdjęciach pochodzących z teleskopu Hubble’a doszukano się niewielkiego obłoku, który zinterpretowano jako odległą galaktykę. Od tego dnia rozpoczęła się nowa era badań błysków γ za pomocą obserwacji pozostawionych poświat zarówno optycznych jak i radiowych. Zaobserwowany przez Beppo-SAX GRB z dnia 8 maja 1997 przyniósł jeszcze więcej informacji, gdyż udało się wtedy po raz pierwszy w historii zmierzyć przesunięcie poświaty pozostałej po błysku ku czerwieni. Przesunięcie to wynosiło z=0.835 co oznacza odległość około 7 miliardów lat świetlnych. Oszacowaną dzięki znajomości odległości błysku energię, jaka została wypromieniowania w czasie tego, trwającego 15 sekund GRB, porównać można z energią, jaką wypromieniowało Słońce przez okres 10 miliardów lat! Przez rok działania Beppo-SAX odkrył około 10 takich przypadków. Pozostawione po błyskach poświaty obserwowano jeszcze przez kilka tygodni lub miesięcy [2]. Kolejnym pytaniem dręczącym naukowców było określenie, co może być źródłem tak olbrzymich energii. Zaobserwowano już pewną koincydencję pomiędzy błyskami γ, a powstawaniem nowych gwiazd. Bohdan Paczyński wysunął wniosek, że GRB są związane z gwałtowną śmiercią bardzo masywnych gwiazd i zaproponował nadaniu temu zjawisku nazwy hipernowych [7]. Sam twierdził, iż wybuchy hipernowych są najjaśniejszymi obiektami we Wszechświecie oraz, że „błysk w dowolnej części obserwowalnego Wszechświata może do nas dotrzeć i być przez nas wykryty”. Pod koniec stycznia 1999 roku, dzięki Beppo-SAX, zaobserwowano jeden z najjaśniejszych błysków GRB, który można było obserwować z Ziemi przez zwykłą lornetkę, gdyż maksymalna jasność optyczna tego błysku milion razy przekraczała jasność całej galaktyki [8]. Dzięki dobrze zorganizowanej współpracy z jednostkami naziemnymi, poświata optyczna tego błysku była obserwowana już od 22 sekundy zdarzenia. Dodatkowo odkryto nowe radioźródło zlokalizowane w pozycji odpowiadającej temu GRB. Błysk zdarzył się w odległości około 10 miliardów lat 11 świetlnych od nas (z=1.6). Jego siła była tak potężna, że byłby widoczny za pomocą teleskopów nawet, gdyby wydarzył się w odległości 40 razy większej. Potęgę tego zjawiska zobrazował astronom z California Institute of Technology, S. George Djorgovski: ”gdyby bowiem przyjąć, że błyski gamma są emitowane równomiernie we wszystkich kierunkach, to ich energia przekracza dziesięć tysięcy razy energię, którą Słońce wyemitowało w ciągu swego dotychczasowego istnienia (czyli 5 miliardów lat!). Na dodatek, cała ta przeogromna porcja energii jest ekspediowana w kosmos w ciągu kilku lub kilkudziesięciu sekund.” [2]. Obserwacja tego błysku była także bardzo ważna dla Carla Akerlofa, projektanta naziemnego teleskopu ROTSE (Robotic Optical Transient Search Experiment). ROTSE został zbudowany z czterech długoogniskowych obiektywów, których łączne pole widzenia jest tylko kilka razy mniejsze od pola widzenia zwykłego, amatorskiego aparatu fotograficznego. Dzięki temu, iż nie jest to duży teleskop, lecz kilka małych obiektywów, można nim łatwo sterować i w bardzo krótkim czasie zmienić jego pozycje [9]. Gdy 23 stycznia 1999 roku ROTSE dostał sygnał z Beppo-SAX o położeniu błysku, jego kamery zlokalizowały obszar GRB i odnalazły błysk optyczny już po 22 sekundach. Umożliwiło to po raz pierwszy w historii pełną analizę widma optycznego zaraz po błysku. Zdjęcia wykonane przez ROTSE pokazują, że jasność błysku najpierw wzrosła, a następnie zaczęła spadać. 12 Rysunek 1.7 Zdjęcia wykonane przez teleskop ROTSE w 22 sekundy po błysku GRB990123 (źródło http://www.rotse.net/) Rysunek 1.8 Krzywa blasku błysku z 23 stycznia 1999 roku wykreślona przez BATSE (źródło http://f64.nsstc.nasa.gov/batse) Akerlof umieścił swój teleskop w Las Alamos w Nowym Meksyku. Przez większą cześć roku niebo nad Los Alamos jest czyste dzięki czemu ROTSE może obserwować widma optyczne dużej ilości błysków. 5-go lipca tego samego roku został zaobserwowany jeszcze jeden bardzo ważny błysk, oznaczony symbolem GRB990705. Jego dokładna analiza potwierdziła, iż 13 sprawcą tego GRB była bardzo masywna gwiazda, natomiast zawartość żelaza i prędkość emisji były podobne do wybuchu supernowej. Pod koniec roku 1999 zaobserwowano kolejne linie żelaza, tym razem w widmie błysku GRB991216. Obserwacja błysku zlokalizowanego 11 grudnia 2001 roku przez satelitę rentgenowskiego XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror) zbudowanego przez Europejską Agencję Kosmiczną także przyniosła wiele informacji na temat składu chemicznego wyrzuconej materii. Analiza linii widomych pozwoliła na wyodrębnienie dużych ilości magnezu, krzemu, siarki, argonu oraz wapnia i stosunkowo mało żelaza. Podobna materia wyrzucana jest przez supernową podczas jej wybuchu [10]. Ponieważ do przetworzenia danych o błysku z satelity, w celu przekazania ich dalej do naziemnych teleskopów, potrzebny jest czas dłuższy, niż czas trwania błysku, dlatego został wystrzelony w kosmos kolejny satelita NASA – HETE 2 (High Energy Transient Explorer - badacz wysokoenergetycznych zjawisk krótkotrwałych). Zbudowany jest on w taki sposób, aby mógł przesyłać dane o błysku w ciągu 10-20 sekund od jego zauważenia. Krążący od października 2000 roku po orbicie satelita HETE 2 nie tylko ma informować naziemne obserwatoria o błysku, lecz sam również może dokonać jego analizy. Na jego pokładzie umieszczone są trzy podstawowe moduły: FREGATE (French Gamma Telescope – Francuski Teleskop Gamma) służący do detekcji promieniowania γ oraz wysokoenergetycznego promieniowania X, japońsko-amerykański WXM (Wide-Field X-ray Monitor) – obserwujący mniej energetyczne błyski z dużą zdolnością rozdzielczą oraz amerykański SXC (Soft X-ray Camera) – także do badania miękkiego promieniowania X [11]. Rysunek 1.9 Satelita HETE 2. (źródło http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/hete2) 14 Urządzenia te pozwalają na identyfikacje i dokładną lokalizacje błysku (rocznie około 16-20 błysków γ lokalizowanych jest z precyzją lepszą niż 10 minut kątowych za pomocą WXM oraz około 2-5 GRB z dokładnością 10 sekund kątowych dzięki SXC). Kalkulacja współrzędnych błysku odbywa się w przestrzeni kosmicznej w ciągu 10-100 sekund po zauważeniu błysku. Różnice w czasie zależą od czasu trwania i struktury czasowej poszczególnych przypadków. Po wyznaczeniu współrzędnych HETE 2 przesyła je w czasie bliskim rzeczywistemu (<10 sekund) do Centrum Kontroli znajdującym się na politechnice MIT w Massachusetts w USA. Nastepnie dane te są natychmiastowo przesyłane dalej poprzez koordynacyjną sieć błysków γ GCN. Po przeprowadzeniu tych operacji satelita nadal bada błysk ustalając jego intensywność w miękkim i średnim promieniowaniu X oraz w widmie promieni γ poprzez wykorzystanie połączeń pomiędzy modułami. Spektroskopia zaobserwowanego GRB wykonywana jest w przedziale od 1 do 400 keV i pozwala ona na analizę widma promieniowania X poświaty zaobserwowanego błysku. 5-go października 2002 roku HETE 2 zaobserwował błysk i wysłał o nim informacje tak szybko, iż w czasie krótszym niż 10 min od jego rozpoczęcia naukowcy mogli go oglądać przez teleskopy naziemne. Dzięki temu naukowcy znaleźli dowody śmierci masywnej gwiazdy i pojawienia się po niej w tym samym miejscu czarnej dziury. Dodatkowo, tak długa obserwacja pozwoliła na analizę fluktuacji światła GRB w skali czasowej 15-30 minut. Kilkugodzinne badanie wahań intensywności światła poświaty błysku wraz z obserwacją okolicznych gwiazd pozwoliło na wyciągnięcie wniosku, iż fluktuacja światła poświaty jest cechą charakterystyczną dla GRB. 15 Rysunek 1.10 Krzywa blasku błysku zaobserwowanego 4-go października 2002 roku. (źródło http://space.mit.edu/HETE) Po 10 latach przygotowań i testów, w których uczestniczyły instytucje z wielu krajów Europy oraz ze Stanów Zjednoczonych, w czwartek 17 października 2002 roku z Kosmodromu Bajkonur (Kazachstan, Rosja), został wystrzelony na orbitę satelita Integral (International Gamma Ray Astrophysics Laboratory). Satelita ten okrąża Ziemię w ciągu 72 godzin. INTEGRAL posiada cztery urządzenia pomiarowe: francusko-niemiecki spektrometr SPI, włoską kamerę IBIS, duńską kamerę do obserwacji w promieniowaniu X JEM-X (Joint European X-Ray Monitor) oraz kamerę CCD (OMC - Optical Monitoring Camera) działająca w zakresie widzialnym. Główne przyrządy, czyli IBIS i JEM-X wykonano przy współpracy polskich naukowców z Centrum Badań Kosmicznych PAN i Centrum Astronomicznego Mikołaja Kopernika PAN. Polski wkład jest także widoczny w aparaturze kontrolnej: Polacy opracowali i skonstruowali aparaturę symulującą awarie oraz śledzącą prace poszczególnych przyrządów [12]. Najbardziej spektakularnym odkryciem satelity INTEGRAL była obserwacja z 3-go grudnia 2003 roku 30-to sekundowego błysku γ pochodzącego z małej galaktyki odległej od nas o około 1.6 miliarda lat świetlnych [13]. Błysk ten zadziwił naukowców swoją energią (pomiędzy 0.6, a 1.4·1043 J), która jest tysiąckrotnie niższa od typowych pomiarów energetycznych GRB. Wynik ten był także zaskakujący ze względu na fakt, iż GRB031203 był najbliższym zarejestrowanym do tej pory błyskiem. Poprzednio tak bliski przypadek (130 milionów lat świetlnych), również niskoenergetyczny, został 16 zaobserwowany w roku 1998, lecz wtedy astronomowie nie byli pewni, czy nie jest to swego rodzaju losowa eksplozja. Po odkryciu z grudnia 2003 roku dwie grupy naukowców z Niemiec i Rosji rozpoczęły badania nad zupełnie nową grupą błysków γ, znajdujących się pomiędzy wybuchami supernowych, a innymi GRB. Odkrycie to przyczyniło się do odrzucenia idei, że wszystkie błyski γ mają podobne energie. Możliwe jest, że już dużo wcześniej występowały takie słabo energetyczne błyski, lecz dostępna aparatura nie była w stanie ich zarejestrować. 20-go listopada 2004 roku wystartowała sonda SWIFT, której głównym zadaniem jest rejestrowanie i analiza błysków gamma. Ten satelita wyposażony jest w bardzo czułe detektory promieniowania γ, co pozwala na wykrywanie niskoenergetycznych i o małej jasności GRB w odległościach stosunkowo bliskich Ziemi. Jak powiedział Neil Gehrels z NASA/Goddard Space Flight Center, "Obserwatorium (SWIFT) jest czulsze od satelity Integral i będzie mogło ustalić jaką w rzeczywistości wielkość ma ta nowa populacja zdarzeń" [14]. Rysunek 1.11 Schemat satelity SWIFT z zaznaczonymi teleskopami (źródło http://swift.gsfc.nasa.gov) Satelita SWIFT wyposażony jest w teleskop promieniowania γ BAT (Burst Alert Telescope), promieniowania rentgenowskiego XRT (X-ray Telescope) oraz optycznego UVOT (UltraViolet/Optical Telescope) [15]. Dzięki temu błysk może być obserwowany w prawie całym zakresie widma elektromagnetycznego. Satelita SWIFT lokalizuje i obrazuje błyski γ szybciej niż INTEGRAL. Ponieważ większość błysków nie trwa dłużej niż 10 sekund, a nieliczne - ponad minutę, tak więc szybkość wykonania obserwacji i przekazanie informacji do stacji naziemnych, w celu skierowania w miejsce błysku γ dużych ziemskich teleskopów o małym polu widzenia, ma zasadnicze znaczenie dla zrozumienia błysków. Pierwszym GRB zarejestrowanym przez SWIFT, dla którego detektor XRT ustalił dokładną pozycję był GRB041223. 17 Najdłuższym błyskiem GRB zarejestrowanym do tej pory jest błysk pochodzący z 4-go września 2005 roku. Satelita SWIFT zauważył błysk γ znajdujący się w rekordowej odległości 13 milionów lat świetlnych, trwający 200 sekund. Rysunek 1.12 Krzywa blasku dla błysku Rysunek 1.13 Krzywa blasku dla najdłuższego zarejestrowanego przez SWIFT 23 grudnia 2004 błysku zarejestrowanego przez satelitę SWIFT. roku. (źródło http://swiftsc.gsfc.nasa.gov/) (źródło http://swiftsc.gsfc.nasa.gov/) Wszystkie informacje pochodzące z krążących satelitów oraz naziemnych teleskopów dotyczące GRB trafiają do koordynacyjnej sieci obserwacji rozbłysków γ nazywanej GCN (The Gamma Ray Bursts Coordinates Network). Sieć ta ma za zadanie rozsyłanie informacji o współrzędnych zaobserwowanego błysku do wszystkich podłączonych jednostek, a także wysyłanie raportów sporządzonych przez obserwatorów naziemnych. Ponieważ informacja pochodząca z satelity przesyłana jest natychmiastowo do wszystkich użytkowników sieci, duże teleskopy naziemne, mające małe pole widzenia, mogą przemieścić się po takim sygnale do odpowiedniej pozycji, pozwalającej na obserwację poświaty pozostawionej przez błysk γ, bądź też samego błysku [16]. 18 Rysunek 1.14 Schemat sieci GCN. (źródło http://gcn.gsfc.nasa.gov) Nowe dane pochodzące z satelitów posiadających bardzo czułe teleskopy, takich jak INTEGRAL i SWIFT, pozwoliły na weryfikacje niektórych hipotez przyczyn powstawania błysków γ. Na początku 2005 roku Bohdan Paczyński wraz z Pawłem Haenselem (Centrum Astronomiczne M. Kopernika PAN w Warszawie) opublikowali teorię, iż za błyski γ odpowiedzialne są gwiazdy kwarkowe [17]. Gwiazda taka mogłaby powstać po wybuchu supernowej, gdy gwiazda wypala się, a wnętrze jej zapada się do bardzo małych rozmiarów. Dotychczas wydawało się, ze najgęstszą materią jaka może istnieć jest gwiazda neutronowa, lecz niektóre rachunki mówią o tym, że neutrony w takiej gwieździe mogą rozpaść się na kwarki tworząc stabilną gwiazdę o jeszcze większej gęstości. Przemiana taka trwałaby zaledwie kilka minut, a wyemitowana w kosmos energia w postaci strumienia wyrzuconej materii mogłaby być rejestrowana jako długi i potężny błysk GRB. W swojej pracy obaj Panowie dokładnie opisali taki kataklizm i zaproponowali jak go wykryć. Od ponad 50 lat naukowcy próbują rozwiązać zagadkę potężnych błysków występujących losowo w kosmosie. Wydaje się, że zmierzamy w dobrym kierunku, a aparatura jaką dysponują astronomowie jest coraz czulsza i nowocześniejsza. Na rok 2006 NASA planuje wystrzelenie kolejnego satelity odpowiedzialnego za rejestrację GRB, GLAST (The Gamma Ray Large Area Space Telescope), zaprojektowanego do obserwacji źródeł γ dla energii od 10 keV do 300 GeV. Międzynarodowy projekt GLAST powstaje dzięki współpracy rządów oraz instytucji naukowych ze Stanów Zjednoczonych Ameryki, Francji, Niemiec, Japonii, Włoch i Szwecji. 19 2. Projekt „π of the Sky” Ideą projektu „π of the Sky” są badania zjawisk astrofizycznych z dużą rozdzielczością czasową, rzędu 10 sekund. Głównym celem są poszukiwania i badania błysków optycznych, stowarzyszonych z rozbłyskami gamma (GRB, Gamma Ray Burst) oraz pozostawionych po nich poświat, za pomocą aparatury astronomicznej umieszczonej na terenie obserwatorium astronomicznego w Las Campanas w Chile. Miejsce to zostało wybrane bardzo staranie ze względu na jego klimat i ukształtowanie terenu. Powietrze jest tam czyste i przejrzyste, dzięki czemu przez ponad 300 dni w roku można dokonywać obserwacji nieba. Dodatkowym atutem jest obecność w Las Campanas polskich teleskopów z projektów ASAS 3 oraz OGLE 4 kierowanych przez dr hab. Grzegorza Pojmańskiego z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego. W poprzednim rozdziale, dotyczącym historii badań i odkryć związanych z błyskami promieniowania γ, zwróciłam uwagę na fakt, iż małe, naziemne teleskopy, takie jak ROTSE 5 , mają wysoką wydajność w obserwacjach GRB. Związane jest to z możliwością szybkiego przemieszczenia obiektywów do miejsca błysku. Dodatkowym atutem jest krótka ogniskowa obiektywów, dzięki czemu jednocześnie obserwowana jest większa część nieba. Oczywiście należy przyznać w tym miejscu, że duże teleskopy pozwalają na dokładniejsze pomiary, lecz czas, jaki jest potrzebny do skierowania ich do pozycji przekazanej przez koordynacyjną sieć obserwacji rozbłysków γ jest na tyle długim, iż nie jest możliwa obserwacja poświaty pozostawionej przez błysk w pierwszych minutach jej istnienia. 3 All-Sky Automated Survey: http://www.astrouw.edu.pl/~gp/asas/asas.html The Optical Gravitational Lensing Experiment: http://ogle.astrouw.edu.pl/ 5 Robotic Optical Transient Search Experiment: http://www.rotse.net/ 4 20 Rysunek 2.1 Naziemny teleskop ROTSE zlokalizowany w Los Alamos w Chile (źródło: http://www.ccd.com/ap10feature.html) Właśnie na podstawie doświadczeń małych, „zwinnych” teleskopów, takich jak ROTSE, powstał projekt zbudowania naziemnego teleskopu, z krótkim czasem naprowadzania, dodatkowo całkowicie zautomatyzowanego. Po okresie badań nad konstrukcją fizyczną jak i oprogramowaniem sterującym, w listopadzie 2002 roku ruszyła pierwsza faza polskiego projektu i kamera Kodak na ruchomym montażu została uruchomiona w Brwinowie (około 30 km od Warszawy). Kamera ta miała niską zdolność rozdzielczą (786 x 512 pikseli). Zbierała ona dane przez okres 10 miesięcy, a następnie została zastąpiona kamerą, której chip składał się z 2000 x 2000 pikseli i również pracowała w Brwinowie jeszcze przez miesiąc. Trzy miesiące później został skonstruowany i zbudowany montaż, na którym umieszczono dwie kamery o matrycach CCD 442A, które pracują do dziś. Sensory te zbudowane są z 2048 x 2048 pikseli, z czego czułe piksele tworzą obszar 2032 x 2032. Całkowity rozmiar piksela to 15 x 15 μm2. CCD 442A posiada wzmacniacz wyjściowy umieszczony na końcu pionowego rejestru. Elektronika układu jest skonstruowana tak, aby odczyt danych następował z olbrzymią szybkością 2 Mpikseli/sekundę, dzięki czemu czas odczytu całej matrycy trwa 2 sekundy. Wzmocniony analogowy sygnał pochodzący z matrycy CCD przechodzi przez przetwornik analogowo-cyfrowy i zapisywany jest w pamięci komputera poprzez złącza USB [18]. 21 Rysunek 2.2 Sensor CCD442A firmy Fairchild Rysunek 2.3 Obiektyw Planar-T* Carl'a Zeiss'a, Imaging wykorzystany w projekcie "Pi of the Sky". f=50 mm, d=f/1.4 (źródło http://photostyle.net) (źródło http://www.fairchildimaging.com) W Brwinowie testowano zestaw dwóch obiektywów Planar-T* Carl’a Zeiss’a – czołowego światowego producenta w zakresie profesjonalnej optyki. Obiektywy te mają ogniskową f=50 mm i aperturę równą d=f/1.4. Wspólne pole widzenia (FoV, Field of View) obejmuje obszar 33º x 33º. Pole to zostało dobrane w taki sposób, aby pokrywało się z FoV satelity HETE bądź INTEGRAL. Każda z kamer posiada specjalnie skontrowany system migawkowy umożliwiający długotrwałe działanie (z doświadczenia laboratoryjnego wynika, iż możliwe jest wykonanie nim 107 bezawaryjnych cykli otwarcia). Ostrość obu kamer korygowana jest za pomocą silnika krokowego wyposażonego w kontroler i może być także sterowana poprzez złącze USB [19]. Czułość detektora pozwala na obserwacje gwiazd o jasności od 11 magnitudo 6 (podczas 10-cio sekundowych naświetlań) oraz gwiazd w okolicach 13 magnitudo po zsumowaniu 20 klatek. Całość urządzenia chłodzona jest za pomocą dwóch modułów Peltiera do temperatury o 35 stopni niższej od temperatury otoczenia. Dzięki testom przeprowadzonym w Polsce, możliwe było przygotowanie programów służących do analizy otrzymywanych danych oraz skonstruowanie własnego systemu tryggerów, który pozwolił na rozpoznawanie największych źródeł tła: cząstek promieniowania kosmicznego padającego na matryce oraz światła odbijającego się od samolotów i sztucznych satelitów. Po zakończeniu fazy testowej montaż z kamerami oraz dwoma komputerami został przewieziony do Las Campanas Observatory w Chile i tam zainstalowany. Pierwsze regularne obserwacje rozpoczęły się w lipcu 2004. 6 Jednostka jasności gwiazdowej. Jest to jednostka wprowadzona przez Ptolemeusza ok. 140 r. n.e., ale prawdopodobnie wynaleziona przez Hipparcha. Jest to skala odwrócona, czyli im jaśniejsza jest gwiazda tym niższa jest jej wielkość gwiazdowa. Gwiazdy obserwowane gołym okiem mają jasność poniżej 7m. Obiekty widoczne przez lornetkę maja jasność poniżej 10m. 22 Zaletą zbudowanego systemu jest duże pole widzenia obiektywów w celu stałej kontroli dostępnego obszaru nieba. Umożliwia to obserwacje miejsca błysku GRB zarówno przed, po, jak i w czasie jego trwania. Czułość zainstalowanych kamer pozwala także na identyfikację wybuchów gwiazd nowych oraz supernowych, a stała obserwacja dostarcza informacji o zjawiskach optycznych, z krótkim czasem zmienności (takich jak gwiazdy zmienne). Znaczącym dla uzyskanych wyników rozwiązaniem jest wprowadzenie do oprogramowania sterującego montażem analizy danych wykonywanej w czasie rzeczywistym (on-line). Rysunek 2.4 Złożony z dwóch kamer montaż "π of Rysunek 2.5 Zdjęcie komety z czerwca 2004 the Sky" podczas testów w Brwinowie. (źródło roku pochodzące z danych zebranych w http://grb/fuw.edu.pl) Brwinowie. (źródło http://grb/fuw.edu.pl) Wraz z ruchomym montażem i kamerami, do Chile zostały przewiezione dwa komputery, w których analizowane i magazynowane są otrzymane dane. Komputery te podłączone są do sieci internetowej dzięki czemu możliwa jest stała komunikacja z nimi oraz z kamerami, a także ewentualna interwencja w przypadku awarii. Na obu PC zainstalowany jest system operacyjny Linux, a większość oprogramowania została napisana w języku C++. Oprogramowanie podzielone jest na kilka głównych modułów, które odpowiedzialne są miedzy innymi za sterowanie montażem, czy systemem akwizycji danych (DAQ 7 ), natomiast wszystkie te moduły mogą komunikować się ze sobą dzięki systemowi CORBA 8 . Zarządzanie modułami odbywa się dzięki centralnemu modułowi o nazwie PiManager, potocznie nazywanego pimanem. Duża 7 Data Aquisition System CORBA (Common Object Request Broker Architecture) jest to standard uniwersalnej architektury służącej do komunikacji obiektów rozproszonych wprowadzony przez OMG (Object Management Group). Podstawowym celem jest umożliwienie komunikacji między odległymi i niekompatybilnymi systemami - pracującymi na różnych platformach sprzętowych i programowych. 8 23 uwaga zwrócona jest na możliwość automatycznej naprawy obu komputerów bez fizycznej interwencji człowieka w Chile. Obie kamery mają wbudowany czujnik, który w przypadku awarii protokołu automatycznie je resetuje, a następnie przywraca im połączenie z komputerem. Oba PC mają aktywna opcje „Wake/Boot from LAN” i mogą być uruchamiane przez sieć, gdy zawiodą pliki systemowe. Dodatkowo każdy z komputerów może być resetowany i wyłączany/włączany przez drugiego. Bezpośrednia komunikacja z systemem jest prowadzona przez moduł PiShell. Podstawowe informacje dotyczące systemu (<20 kB) są automatycznie kopiowane co 5 minut na serwer WWW znajdujący się w Warszawie. Wybrane zdjęcia nieba są kompresowane do formatu jpg i także kopiowane co 20 min. W przypadku niepowodzenia w działaniu któregoś z modułów, system wysyła SMS z odpowiednią informacją na telefon komórkowy osoby dyżurującej oraz rozsyła e-maile [19]. Podczas obserwacji cały system działa zupełnie automatycznie według przygotowywanego każdego dnia schematu pracy, zwanego skryptem nocnym. Skrypt taki tworzony jest indywidualnie dla danej nocy. Określona jest w nim godzina początku i końca obserwacji, ruchy montażu, przebieg skanu wieczornego i porannego oraz wszystkie niezbędne informacje potrzebne do przeprowadzenia pracy. Jeżeli podczas trwania obserwacji, zostanie wysłany z sieci GCN sygnał o zaobserwowanym błysku γ, montaż zmieni pozycję z wcześniej zaplanowanej i przesunie się do pola, którego współrzędne zostały przekazane w wysłanym z sieci koordynującej tryggerze 9 . Krótki czas, jaki montaż potrzebuje do zmiany pozycji, umożliwia obserwowanie poświaty pozostawionej przez GRB już po kilkudziesięciu sekundach (ruch montażu umożliwiają silniki krokowe sterowane komputerowo). Po półgodzinnej obserwacji tego pola montaż powróci do dalszych, zaplanowanych w skrypcie obserwacji. W przypadku problemów z wygenerowaniem odpowiedniego na daną noc skryptu, do obserwacji nieba wykorzystywany jest skrypt z nocy ubiegłej. Kolejnym atutem ciągłych obserwacji oraz zainicjowania analizy on-line danych pochodzących z kamer jest możliwość zaprojektowania systemu w taki sposób, aby mógł samodzielnie wykrywać błyski γ. Dzięki temu, podczas obserwacji pola, na którym nastąpił rozbłysk γ, czas potrzebny na wysłanie z satelity informacji o zauważonym błysku do GCN, a następnie rozesłanie tej informacji do użytkowników 9 Informacja na temat zaobserwowanego błysku, rozsyłana przez/do użytkowników sieci GCN. 24 sieci i przestawienie montażu do właściwej pozycji, zostaje wykorzystany na właściwą obserwację miejsca wystąpienia GRB. Dwukrotnie w ciągu nocy wykonywany jest skan całego nieba (wieczorny - przed główną obserwacją i poranny – następujący zaraz po niej). Podczas skanu pola fotografowane są trzykrotnie, z czasem naświetlania 10 sekund. Otrzymane z obserwacji zdjęcia są analizowane w czasie rzeczywistym pod względem poszukiwania błysków o czasie narastania rzędu kilku sekund [20]. Algorytm używany do poszukiwań błysków jest bardzo prosty: następuje w nim porównywanie wcześniejszych klatek zebranych na danym obszarze pod względem występowania nowych obiektów. Oczywiście w pierwszej fazie poszukiwań błysków znajdowane są wszelkiego rodzaju pochodne tła (w tej fazie liczba znalezionych błysków sięga rzędu 109), lecz już żądanie koincydencji z obu kamer zmniejsza liczbę kandydatów na błysk o cztery rzędy wielkości. Kolejne zmniejszenie liczby interesujących przypadków odbywa się poprzez porównanie błysków z katalogiem znanych satelitów i gwiazd stałych oraz wyznaczenie torów lotu na podstawie przypadków z wielu kolejnych klatek. Po takich cięciach liczba znalezionych błysków zmniejsza się z początkowych kilku miliardów do kilkunastu interesujących przypadków. Rysunek 2.6 Uproszczony schemat algorytmu poszukiwań błysków. Po prawej stronie zaznaczona jest liczba potencjalnych kandydatów na błyski po kolejnych cięciach 25 Miejsca na klatkach, w których znajdują się pozostałe po segregacji błyski optyczne, są wycinane w formie kwadratu o długości boku 100 pikseli, z błyskiem znajdującym się na środku wycinka. Dodatkowo wycinki z takim samym obszarem są tworzone na klatkach sprzed i po zaobserwowaniu błysku i wszystkie razem zapisywane są na dysku. W trakcie obserwacji pobrane klatki kopiowane są na drugi komputer, gdzie następuje ich sumowania po 20. Dalej wykonywana jest analogiczna analiza do poszukiwania błysków, lecz tym razem z czasem narastania rzędu minut. Sumowanie klatek pozwala na podwyższenie stosunku sygnału do szumu i zwiększa zasięg widzenia gwiazd o 2 magnitudo. Po zakończeniu obserwacji na obu komputerach rozpoczyna się analiza offline. Na pierwszym PC, kontrolującym montaż, na którym znajdują się nieposumowane klatki następuje proces redukcji 10 , szybkiej fotometrii 11 , astrometrii 12 oraz katalogowania 13 . Na drugim PC, na sumach klatek, wykonywana jest redukcja, zwykła fotometria, a następnie jak w pierwszym przypadku, astrometria i katalogowanie. Dokładny opis poszczególnych procesów znajduje się poniżej. Podczas nocy zbieranych jest około 30 GB danych. Po przeprowadzeniu dziennych analiz na stałe zostaje zapisane około 10% z nich. Po zapełnieniu 200GB dysku wymiennego następuje zastąpienie go nowym, a dysk z zapisanymi danymi zostaje przewieziony do Warszawy celem dalszych analiz off-line. Taka wymiana następuje raz na 2-3 miesiące [20]. 10 Przygotowanie klatki do dalszych procesów poprzez odjęcie od niej tła oraz jej optymalizację. Proces polegający na odnalezieniu na otrzymanych klatkach gwiazd oraz odczytaniu ich jasności i pozycji (x,y) na chipie. 12 Transformacja współrzędnych instrumentalnych x,y pochodzących z chipu na współrzędne astronomiczne (ra, dec) 13 Normalizacja jasności aparaturowych wyliczonych w procesie fotometrii, a następnie przypisanie otrzymanych danych do poszczególnych pomiarów w plikach astrometrii. 11 26 Rysunek 2.7 Schemat przedstawiający system akwizycji danych (DAQ) w działaniu projektu „π of the Sky” Od surowej klatki odejmowany jest dark flat, czyli ciemna klatka, otrzymana poprzez naświetlenie chipu w takich samych warunkach jak klatki surowej (temperatura, czas ekspozycji), lecz przy zamkniętej REDUKCJA (plik typu .fits) migawce. Otrzymany wynik dzielony jest przez flat field (klatkę powstałą na skutek sumowania kilku klatek, który pozwala na uzyskanie jednorodności w jasności klatki pomimo różnic powstałych podczas produkcji obiektywu (jasność klatki jest największa przy jej środku). Procedura polegająca na odnalezieniu na zredukowanej klatce listy gwiazd wraz z ich współrzędnymi na chipie. Jasność gwiazdy na chipie obliczana jest dla 4 apertur. W projekcie rozróżnia się dwa rodzaje fotometrii: szybką fotometrię przeprowadzaną dla klatek nie posumowanych na komputerze FOTOMETRIA (plik typu .mag) odpowiedzialnym za kontrolę kamer oraz fotometrię precyzyjną, wykonywaną na sumach 20 klatek. Szybka fotometria na pojedynczych klatkach nie jest zbyt precyzyjna (Rysunek 2.8), ale fotometria na sumach pozwala na osiągnięcie dokładności 0.1m aż do 12 wielkości gwiazdowej (Rysunek 2.9. ) 27 Rysunek 2.8 Rozkład błędu pomiaru Rysunek 2.9 Rozkład błędu pomiaru jasności od jasności gwiazdy dla szybkiej jasności od jasności gwiazdy dla fotometrii [21] fotometrii precyzyjnej [21] Porównanie otrzymanej listy gwiazd z katalogiem 118 218 gwiazd, stworzonym przez satelitę Hipparcos, wystrzelonym na orbitę okołoziemską 8 sierpnia 1989 roku przez Europejską Agencję Kosmiczną. Satelita ten miał za zadanie zebrać dane o paralaksach gwiazd (zaczynając ASTROMETRIA (plik typu .ast) od magnitudo 10) oraz dostarczyć dokładne pomiary odległości kilkudziesięciu tysięcy gwiazd (do 1 000 lat świetnych).[4] Dzięki porównaniu listy gwiazd z tym katalogiem możliwa jest transformacja otrzymanych z chipu współrzędnych instrumentalnych na współrzędne astronomiczne: rektascensję i deklinację. Normalizacja jasności aparaturowych wyliczonych w procesie fotometrii, a następnie przypisanie otrzymanych danych do poszczególnych pomiarów w KATALOGOWANIE plikach astrometrii. Drugim krokiem katalogowania jest wpisanie wszystkich danych dotyczących pomiaru do bazy danych projektu. Procedury redukcji, fotometrii i astrometrii początkowo zostały zaadoptowane z projektu ASAS i są stopniowo zastępowane algorytmami stworzonymi przez zespół „π of the Sky”. Proces katalogowania został stworzony przez Marcina Sokołowskiego, doktoranta z Instytutu Problemów Jądrowych., głównego programisty projektu „π of the Sky”. Podczas pracy projektu „π of the Sky” od początku lipca do połowy stycznia 2006 roku zarejestrowano 89 błysków γ. Tylko dwa z nich były w polu widzenia kamer. Połowa błysków zdarzyła się w ciągu dnia, część błysków była widoczna na półkuli północnej, kilkakrotnie zdarzyło się, że niebo przysłaniały chmury lub aparatura była wyłączona. 15 przypadków zdarzyło się poza polem widzenia FoV. Pomimo tych niepowodzeń aparatura ”π of the Sky” zdołała 13 razy określić limity dla błysków i 28 opublikować je w sieci GCN [http://grb.fuw.edu.pl/pi/]. Dla dwóch zaobserwowanych błysków wyznaczono dokładne limity także sprzed błysku, w trakcie jego trwania i bezpośrednio po nim, była to pierwsza taka obserwacja. Przed GRB W czasie trwania GRB Po GRB GRB050412 14 >11.5m >11.0 m >11.5 m GRB040825 >10.0 m >10,.0 m >9.5 m Rysunek 2.10 Wyznaczone limity dla dwóch zaobserwowanych błysków GRB (źródło π of the Sky"). Oprócz szukania błysków γ detektor „π of the Sky” poszukuje zmienności w jasności gwiazd, obserwuje meteoryty, flary i inne zjawiska astronomiczne o wysokiej rozdzielczości czasowej. Cała aparatura oraz oprogramowanie projektu „π of the Sky” powstała w Polsce we współpracy z Instytutem Problemów Jądrowych, Centrum Fizyki Teoretycznej Polskiej Akademii Nauk, Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Warszawskiego (w tym we współpracy z dr G. Pojmańskim), Instytutu Fizyki Doświadczalnej Uniwersytetu Warszawskiego, Uniwersytetu Kardynała Stefana Wyszyńskiego, Instytutu Systemów Elektronicznych Politechniki Warszawskiej oraz dzięki uprzejmości i współpracy prof. B. Paczyńskiego z Princeton. 14 Nazwa błysku GRB oznacza błysk γ natomiast 050412 jest datą obserwacji, w tym przypadku jest to błysk γ zaobserwowany 12 kwietnia 2005 roku. Jest to uniwersalny sposób oznaczania pomiarów GRB. 29 Rysunek 2.11 Aparatura projektu „π of the Sky” Rysunek 2.12 Projekt "π of the Sky" w Las umieszczona w zautomatyzowanym kontenerze Campanas w Chile. Po prawej stronie znajduje sie (nazywanym Telescope Dome) w Las Campanas w zautomatyzowany kontener mieszczący w sobie ruchomy montaż z kamerami oraz PC koordynujący Chile. (źródło: http://grb.fuw.edu.pl) jego prace. Po lewej stronie umieszczona jest stacja kontrolna. (źródło: http://grb.fuw.edu.pl) Rysunek 2.13 Droga Mleczna zarejestrowana aparaturą "π of the Sky" 30 3. Rozgrzewka – badanie działania systemu Moje zadanie w zespole „π of the Sky” polegało między innymi na tworzeniu oprogramowania bezpośrednio związanego z tematem niniejszej pracy oraz programów ogólnych, wspomagających działanie projektu. Zanim przystąpiłam do rozwiązania głównego problemu jakim jest szukanie jasności gwiazd zaobserwowanych podczas skanów, postawiono przede mną trzy zadania, dzięki którym mogłam zapoznać się z działaniem systemu, strukturą i danymi zawartymi w poszczególnych logach oraz wdrożyć się w sposób pisania oprogramowania w taki sposób, aby był zrozumiały i użyteczny dla całego zespołu. Rysunek 3.1 Montaż wraz z kamerami podczas testów w Warszawie Pierwszym z moich zadań było stworzenie oprogramowania pozwalającego na codzienne, automatyczne generowanie wykresów ruchu montażu, w celu sprawdzenia poprawności jego prowadzenia. Wykresy należało stworzyć w funkcji wskazań potencjometrów umieszczonych w montażu oraz w zależności od współrzędnych podawanych montażowi w skrypcie nocnym. Kolejne zadanie odnosiło się do uruchomienia na stronie publicznej projektu (grb.fuw.edu.pl) skryptu generującego tabelę z zaplanowanymi na daną noc obserwacjami (night schedule). Ostatnim 31 zadaniem wprowadzającym było napisanie skryptu sprawdzającego, i w razie potrzeby poprawiającego, nazwy pól obserwacji, które zapisane są w plikach fitc. 3.1 Wykresy ruchu montażu W celu kontroli ruchów montażu oraz jego precyzji, napisałam skrypty generujące ploty z korelacjami astrometrii z pozycją montażu oraz ze wskazaniami skryptu nocnego. Dane pochodzące z astrometrii są bardzo dokładne, gdyż otrzymywane są poprzez porównanie zaobserwowanych gwiazd z katalogiem. Za wykonanie tych wykresów odpowiedzialny jest skrypt główny mount.script_vs_daq.sh Skrypt ten wywoływany jest automatycznie na komputerach w Warszawie za pomocą pimana, zaraz po zakończeniu obserwacji, komendą: mount.script_vs_daq.sh yyyymmdd gdzie yyyymmdd określa noc, dla której przeprowadzana była obserwacja. Parametr ten używany jest do opisywania wykresów i umieszczany jest także w nazwie plików, w celu zapewnienia jak największej przejrzystości przechowywanych na dyskach danych. Rezultatem działania tego skryptu jest 5 wykresów w formacie gif wygenerowanych poprzez program root: 1. yyyymmddDEC.gif – zależność czasowa współrzędnej deklinacji dla danych montażu odczytanych z potencjometrów (czarny kolor) oraz astrometrii (kolor czerwony). Przykład: 20050401DEC.gif - system zaczął działać koło godziny 1:30, na pierwszych zebranych klatkach zbiegła astrometria. Po 10 minutach system przeszedł do trybu skanu wieczornego (astrometria na skanach wywoływana jest offline). Skan trwał 15 minut i po tym czasie rozpoczęła się obserwacja pól o deklinacjach -15 i 0 stopni. Po skanie porannym astrometria nie zbiegła. Na wykresie widać nieznaczne przesunięcie dla pól o dec=-15 stopni. 32 Rysunek 3.2 20050401DEC.gif 2. yyyymmddHA.gif – wykres zmienności kąta godzinnego (ang. Hour Angle, HA 15 ) dla danych pochodzących z potencjometrów montażu (kolor czarny) i astrometrii (kolor czerwony). Na plocie tym widać dużą zgodność pomiędzy montażem i astrometrią. Bardzo wyraźne są ruchy montażu podczas wykonywania skanu koło godziny 2:00 i 11:00. Rysunek 3.3 20050401HA.gif 15 Kąt dwuścienny zawarty pomiędzy płaszczyzną lokalnego południka i płaszczyzną koła godzinnego danego obiektu. Kąt godzinny odmierza się w kierunku zgodnym z dziennym ruchem sfery niebieskiej, a przyjmuje on wartości (0h,24h) lub (0°,360°) 33 3. ALT.gif – wykres wysokości kamer nad horyzontem w czasie. Charakterystyczny garb powstaje na skutek obrotu Ziemi, kiedy montaż zmuszony jest do ciągłego korygowania swojej pozycji, aby fotografować ten sam punkt nieba. Rysunek 3.4 ALT.gif dla danych z 2005-04-01 4. diff_DEC.gif – różnica deklinacji pomiędzy danymi pochodzącymi z astrometrii, a skryptem nocnym. 5. diff_RA.gif - różnica rektascensji pomiędzy danymi pochodzącymi z astrometrii, a skryptem nocnym. Rysunek 3.5 diff_DEC.gif . Dane z 2005 04 01 Rysunek 3.6 diff_RA.gif. Dane z 2005 04 01 Na osi OX wszystkich wykresów odłożony jest czas w Warszawie w formacie hh/mm. 34 Dzięki wykresom różnic pomiędzy astrometrią a danymi ze skryptu nocnego zauważono, iż pozycja montażu nie jest dokładnie taka sama jak w skrypcie. Montaż podczas dłuższej obserwacji jednego miejsca zaczynał nieznacznie ‘pływać’, a jego niedokładność sięgała ponad pół stopnia w deklinacji i rektascensji (Rys. 3.7 i 3.6). W celu stabilizacji pozycji montażu została wprowadzona formuła samoprowadzenia (ang. autoguide). Polega ona na korekcie prędkości montażu dzięki danym o jego pozycji otrzymanym z astrometrii. Zabieg ten bardzo poprawił pozycję montażu, dzięki czemu możliwa jest obserwacja gwiazd w tych samych punktach na kolejnych zdjęciach wykonanych przez kamery. Autoguiding został zaimplementowany do oprogramowania projektu 18-go kwietnia 2005 roku. Uruchamia się go tylko podczas obserwacji zawartych pomiędzy skanami wieczornym i porannym. Korzystanie z niego w czasie skanów jest bezcelowe, gdyż podczas przechodzenia pomiędzy kolejnymi polami wykorzystywana jest już informacja o pozycji pochodząca z astrometrii, a montaż w żadnym z tych pól nie przebywa na tyle długo, aby na zdjęciach widoczny był jego ruch. Po zastosowaniu samoprowadzenia nastąpiła widoczna poprawa w pozycji montażu. Odstępstwa zarówno w deklinacji jak i rektascensji nie przekraczają 0.01 stopnia, co oznacza, że prowadzenie montażu poprawiło się dziesięciokrotnie. Rysunek 3.8 diff_DEC.gif . Dane z 2005 04 30 z Rysunek 3.9 diff_RA.gif. Dane z 2005 04 30 z włączonym samoprowadzeniem włączonym samoprowadzeniem 35 3.2 Conocny plan obserwacji Do stworzenia pliku zawierającego informacje na temat zaplanowanych obserwacji wykorzystałam plik current_night.pish 16 (skrypt z instrukcjami dla montażu na daną noc). Oprogramowanie tworzące ten plik składa się ze skryptu wywołującego, public.sh, przygotowującego dane oraz programu głównego, to_public.cpp, przetwarzającego informacje i generującego końcową tabelę. Kody źródłowe obu programów załączone są w dodatku A. _________________________________________________________ time_start_UT RA[deg] DEC[deg] time_end_UT _______________________________________________________________ 2005-08-09 23:00 297.5 -30 2005-08-09 23:25 2005-08-09 23:25 evening scan 2005-08-09 23:35 2005-08-09 23:35 313 -30 2005-08-10 00:15 2005-08-10 00:15 315 -15 2005-08-10 00:55 2005-08-10 00:55 328.75 -30 2005-08-10 01:35 2005-08-10 01:35 330 -15 2005-08-10 05:30 2005-08-10 05:30 31.25 -30 2005-08-10 09:40 2005-08-10 09:40 morning scan 2005-08-10 10:00 2005-08-10 10:00 75 2005-08-10 10:40 0 Rysunek 3.10 Wynik działania programów public.sh oraz to_public.cpp. Dane dla nocy z 9-go sierpnia 2005 roku. Czas początku i końca obserwacji podany jest w czasie UT 17 . Tabela ta dostępna jest na stronie publicznej projektu (grb.fuw.edu.pl) pod zakładką night schedule Najtrudniejszym krokiem, jaki należało wykonać podczas tworzenia programu do automatycznego generowania planu obserwacji, było pokonanie bariery strefy czasowej oraz różnych przesunięć wynikających z przeprowadzania obserwacji na drugiej półkuli. Skrypt musiałam napisać z niezwykłą dbałością o zmianę dni, miesięcy, lat oraz stuleci, starałam się, aby był on w pełni uniwersalny. Przeprowadzone testy oraz kontrola podczas jego pracy dała wyniki w pełni pozytywne. Zadanie to wykonałam razem z Marcinem Sokołowskim. Dzięki pracy nad tym skryptem miałam możliwość zapoznania się z budową skryptu kontrolującego ruch montażu przez cały czas obserwacji. W skrypcie oprócz danych dotyczących ruchu montażu oraz wywołania dodatkowych skryptów zawierających plan 16 Po zakończeniu obserwacji zmieniana jest nazwa tego skryptu do formatu yyyymmdd.pish i kopiowany jest on do archiwum, w którym przechowywane są wszystkie skrypty, z których korzystał montaż. 17 Umowny czas słoneczny, obowiązujący dla zerowego południka, od którego liczymy różnice dla czasów strefowych, i który stanowi podstawę różnych obliczeń dla czasów lokalnych. 36 obserwacji podczas wykonywania skanu wieczornego i porannego, znajduje się także nagłówek z ogólnymi danymi dotyczącymi wschodu i zachodu Słońca, pola obserwowanego przez satelitę HETE i INTEGRAL oraz dane dotyczące fazy i pozycji księżyca. Takie informacje mogą być bardzo użyteczne podczas analizy otrzymanych klatek – możemy np. badać, jak faza księżyca wpływa na ilość zaobserwowanych gwiazd. # auto-generated script # night : 20050520 # SUN sets at 1840 LCO time, at (AZ,H)=(107.61,-9.91) [deg] # SUN rises at 0635 LCO time # SWIFT at 20050330_195600 is at (RA,DEC)=(205.06,45.00) # HETE info file date : 20050520_150300 # HETE RA=237.12=15h48m28.80s DEC=-20.94 # MOON RA=205.94=13h43m44.60s DEC=-11.16 illum = 92.23 % # MOON will set at 20050521_051519, illum = 93.80 % # INTEGRAL RA=196.51=13h06m02.16s DEC=29.49 # MOON > 60 % Rysunek 3.11 Nagłówek skryptu nocnego current_night.pish dla nocy z 20-go maja 2005r 3.3 Koordynowanie nazw obserwowanych pól W każdym wykonanym przez kamery zdjęciu zapisane są podstawowe informacje o nim, czyli dane dotyczące obserwowanego pola, lokalizacji montażu, kamer, czasu ekspozycji oraz wiele innych technicznych danych takich jak temperatura chipu, sposób kompresji itd. Dane te podzielone są na osobne sekcje, w celu większej przejrzystości i łatwiejszego poruszania się miedzy nimi. Działanie skryptu do_object! ogranicza się do danych zawartych w sekcji nr 3 dotyczącej pola obserwacji. Znajdują się w niej dane takie jak: SECTIO3 = ----- Object ----------/ nazwa sekcji OBJECT = 'S0800-60' / Object nazwa obserwowanego pola 37 ROTATE = 1 / S is UP ( rotated FOV ) Obrót RA = 8.05235219 / RightAscension - observed rektascensja środka pola DEC = -60.51242949 / Declination - observed deklinacja środka pola HA = 2.31593045 / Hour angle kąt godzinny AZIM = 7.68933032 / Azimuth - observed azymut ALT = 0.63500893 / Altitude - observed wysokość ZENITH_D= 39.36499107 / zenith distance @ end odległość od zenitu exposure OBSMODE = 1 / Obs mode 0-const, 1-tracking FLIP = '2' / Image flip FH-horiz, FV-vert tryb obserwacji obrót obrazu W nazwie pola OBJECT można znaleźć informacje o rektascensji i deklinacji środka pola oraz trybie obserwacji (np. S - oznacza skan, H - obserwację pola widzenia satelity HETE, I - obserwację pola widzenia satelity INTEGRAL itp.). Czasem zdarza się, że dane o współrzędnych środka pola nie są analogiczne do nazwy pola. Taki błąd może zdarzyć się, gdy zmieniana jest zaplanowana pozycja montażu (otrzymany zostaje sygnał z sieci GCN) lub gdy nie wykonała się na danej klatce astrometria, a także gdy montaż jest sterowany ręcznie na pole, które nie zostało zdefiniowane w ogólnej liście dostępnych pól. Kilkakrotnie zdarzyło się też wpisanie w nazwę pola symbolu SKY. Skrypt do_object! ma za zadanie poprawę nazwy pól. Działa on dwustopniowo. Najpierw wywoływany jest skrypt do_testastro_para!. Skrypt ten porównuje dane o współrzędnych środka klatki pomiędzy polem OBJECT, a informacją pochodzącą z astrometrii zawartą w RA i DEC. Jeżeli różnica pomiędzy polem w OBJECT, a RA i DEC jest mniejsza od 2 stopni 18 - klatka nie zostaje zmieniona, jeżeli natomiast jest większa następuje poszukiwane wśród wszystkich dostępnych pól takiego, które odpowiadałoby parametrom rektascensji i deklinacji z astrometrii. Po odnalezieniu odpowiadającego współrzędnym pola w pliku fits nadpisywana jest jego nowa wartość. Może się również zdarzyć, że nie zostanie znalezione pole odpowiadające danym współrzędnym, wtedy przed nazwą pola dopisywana jest litera U (z ang. unidentified). 18 Parametr zbieżności wynoszący 2 stopnie został wybrany po przeprowadzeniu serii testów. Tabela z danymi utworzona podczas przeprowadzania tych analiz znajduje się na stronie http://www.fuw.edu.pl/~kkrupska/parametr/tabela_test.html 38 Tabela 3.1 Poniżej w tabeli zamieściłam dwa przykłady. W pierwszym wierszu nastąpiła zamiana złego pola I1900+15 na poprawne I1400-15. Różnica w rektascensji wynosiła 4.99421 stopnia a w deklinacji 30.0714 stopnia. W drugim przypadku nie znaleziono pola odpowiadającego współrzędnym, pochodzącym z astrometrii i pole to zostało oznaczone literą U. zamiana odrzucenie k2a_050412_02527.fitc diff_RA: 4.99421 diff_DEC: 30.0714 k2a_050412_02527.fitc replace OBJECT: I1900+15 -> I1400-15 k2a_050412_01962.fitc diff_RA: 0.00166749 diff_DEC: 2.67203 k2a_050412_01962.fitc replace OBJECT: H1300-15 -> U_H1300-15 W drugiej części działania skryptu do_object! wywoływany jest skrypt do_new_frames_list!, który tworzy listę tylko tych fitsów, które podczas działania skryptu do_testastro_para!, nie otrzymały litery U przed nazwą pola OBJECT. Nazwy utworzonych list to object_frams_list_ccd1 i object_frames_list_ccd2. Na podstawie tych plików są wykonywane kolejne procedury analizy off-line. 39 4. Analiza skanów Głównym celem mojej pracy było stworzenie w pełni automatycznego oprogramowania, które ułatwiałoby przeglądanie danych pochodzących ze skanów w sposób umożliwiający wyszukiwanie gwiazd nowych i zmiennych, a także innych ciekawych zjawisk astronomicznych o rozdzielczości czasowej rzędu kilkudziesięciu godzin, jakie upływają pomiędzy kolejnymi zdjęciami pola. Gwiazdy nowe należą do klasy gwiazd wybuchowych i charakteryzują się gwałtownym zwiększeniem jasności, od kilku do nawet 15 magnitudo. Po osiągnięciu maksimum jasności spadek - o trzy wielkości gwiazdowe - może trwać od 100 do ponad 1000 dni w zależności od rodzaju nowej 19 . Po tym czasie gwiazda nadal stopniowo słabnie, do momentu osiągnięcia wartości jasności sprzed wybuchu. Określenie „gwiazda nowa” pochodzi z II wieku p.n.e. i zostało wprowadzone przez Hipparchosa z Nicei. Zauważył on w gwiazdozbiorze Skorpiona gwiazdę, której nikt wcześniej nie obserwował. Po pewnym czasie gwiazda ta stała się niewidoczna. Największymi osiągnięciami Hipparchosa, było zmierzenie odległości Ziemi od Księżyca 20 , wyznaczenie czasu obrotu Ziemi wokół Słońca, wprowadzenie południków i równoleżników oraz wykonanie atlasu 1080 gwiazd. To właśnie podczas katalogowania gwiazd Hipparchos wprowadził jednostkę wielkości gwiazdowej (z łaciny magnitudo) [23]. Tworząc katalog, podzielił on wszystkie gwiazdy widoczne gołym okiem na 6 kategorii jasności. Najjaśniejsze z nich otrzymały wielkość gwiazdową równą 0, a najsłabsze – 6. 19 Na – szybkie nowe, spadek ich jasności o 3 magnitudo następuje już po 100 dniach, Nb – powolne nowe, u których spadek jasności po 100 dniach nie przekracza 3 jasności gwiazdowych i Nc – nowe bardzo powolne, które próg spadku 3 magnitudo przekraczają po około 3 latach. Istnieje także typ Nr gwiazdy nowej, która w ciągu swojego życia wybucha więcej niż raz. 20 Na podstawie analizy wyników obserwacji zaćmień Słońca stwierdził, że odległość do Księżyca wynosi 59 promieni Ziemi. Wynik ten różni się zaledwie o 2% od współcześnie przyjmowanej średniej odległości Księżyca. 40 Rysunek 4.1 Hipparchos, grecki astronom, matematyk i geograf żyjący około 190 p.n.e. - 120 p.n.e., wynalazca pierwszej skali jasności gwiazd Informacje o obserwacjach gwiazd nowych pochodzą także z kronik chińskich, prac Tycho Brahe 21 i Kepplera. Kolejne wzmianki o gwiazdach nowych znajdują się dopiero w pracach astronomów z XIX wieku. Pod koniec ubiegłego wieku amerykański astrofizyk, Robert Kraft potwierdził wcześniejsze przypuszczenia astronomów, że gwiazdy nowe należą do układów podwójnych [25]. Jedna z gwiazd tego układu jest przeważnie białym karłem 22 , druga natomiast chłodną gwiazdą typu głównego (chłodna i mało masywna), względnie olbrzymem lub podolbrzymem. Masa z gwiazdy chłodnej jest ściągana przez grawitację białego karła. Po osiągnięciu przez niego odpowiedniej masy temperatura wzrasta na tyle, że możliwe jest zajście procesów termojądrowych. Ponieważ reakcje te zachodzą bardzo gwałtownie, cały proces ma charakter wybuchu. Po początkowym, bardzo szybkim wzroście jasności i osiągnięciu maksimum, następuje stopniowy jej spadek, aż do stanu z przed wybuchu. 21 Duński astronom z XVI wieku. 11 listopada 1572 roku odkrył gwiazdę supernową w gwiazdozbiorze Kasjopei, która świeciła przez 16 miesięcy. Obserwacje nowej gwiazdy opisał w pracy De Nova Stella (O nowej gwieździe) w 1573. 22 Obiekt astronomiczny powstały po "śmierci" mało lub średnio masywnej gwiazdy (poniżej 1,4 masy Słońca), której jądro nie osiągnęło temperatury wystarczającej do zapłonu węgla w reakcjach syntezy termojądrowej. Brak ciśnienia reakcji termojądrowych sprawia, że jądro gwiazdy zapada się pod własnym ciężarem osiągając ogromną gęstość - masę Słońca ściśniętą w obszarze wielkości Ziemi. 41 Rysunek 4.2 Rysunek zaczerpniety ze strony AAVSO 23 (American Association of Variable Star Observers). Czerwony olbrzym (ang. Red Dwarf) zrzuca na powierzchnię białego karła strumień rozproszonej materii (ang. stream of mater). Zjawisko to nosi nazwę akrecji. W układach podwójnych, materia podlegająca akrecji ma znaczny moment pędu, uniemożliwiający bezpośrednie opadnięcie na powierzchnię gwiazdy. Powoduje to powstanie wokół karła dysku akrecyjnego (ang. accretion disk), z którego materia może opaść dopiero po utracie momentu pędu przez część cząstek Gwiazdy nowe oznaczane są za pomocą łacińskiego wyrazu Nova przeważnie z dodaniem nazwy gwiazdozbioru i rokiem pojawienia się, jak np Nova Cassiopeia 1995, a dodatkowo otrzymują dodatkowe, typowe oznaczenia dla gwiazdy zmiennej (dla nowej wymienionej powyżej jest to V723 Cas). Rysunek 4.3 Schematyczna krzywa blasku gwiazdy nowej. Wahania w jasności można podzielić na 4 obszary: gwałtowny wzrost jasności, początkowy powolny spadek, okres przejściowy i końcowy spadek jasności do osiągnięcia stanu sprzed wybuchu. Zachowanie gwiazdy w obszarze przejściowym definiuje klasę szybkości nowej (dla najszybszych nowych jasność w obszarze przejściowym maleje monotonicznie) [23] 23 http://www.aavso.org/ 42 Rysunek 4.4 Przykład krzywej blasku dla rzeczywistej nowej - dla Nova Cassiopeia 1995. Dane te pochodzą z bazy danych AAVSO i przedstawiają jej zmiany jasności od 1 lipca 1995 do 21 grudnia 2000. V723 Cas została odkryta przez zespół japoński (M. Yamamoto, Okazaki, Aichi) w sierpniu 1995 Charakterystyczną własnością gwiazd nowych, opisaną powyżej, jest ich nagłe pojawienie się oraz powolne pociemnienie i właśnie tą cechę wykorzystałam podczas pisania oprogramowania wyszukującego. W celu przyspieszenia mechanizmu automatycznego wyszukiwania gwiazd nowych dla projektu „π of the Sky” zastosowałam proces dwustopniowy. W pierwszym kroku informacje o gwiazdach, które danej nocy zostały zaobserwowane po raz pierwszy na klatkach pochodzących ze skanów, wprowadzam do osobnej tabeli w bazie (tabela ta nosi nazwę novaevents). Czynnikiem ograniczającym wprowadzenie do tej tabeli informacji o gwieździe zaobserwowanej po raz pierwszy, jest jej lokalizacja na polu, które nie było obserwowane minimum 3 razy. Poznanie historii obserwacji pola jest bardzo ważne przy wykluczeniu z dalszej analizy gwiazd stałych, które zostały zaobserwowane po raz pierwszy, co zdarza się jedynie podczas pierwszych obserwacji nowego pola. Dokładny opis użytego parametru określającego ilość minimalnej liczby obserwacji pola oraz fizyczna interpretacja jego wyboru znajduje się w rozdziale 5. Wyszukiwanie gwiazd nowych – wypełnianie tabeli novaevents, w którym także zamieściłam dokładny opis programu i wszystkich wykorzystanych w nim kryteriów odpowiedzialnych za wypełnianie tej tabeli. Kolejnym krokiem jest selekcja wszystkich dodanych do tej tabeli gwiazd. Wiedząc, iż gwiazda nowa zmniejsza swą jasność o 3 magnitudo nie wcześniej niż po 100 dniach od osiągnięcia maksimum jasności, w kolejnym kroku analizy pozostawiam tylko te gwiazdy, dodane do tabeli novaevents, które były obserwowane jeszcze przez co najmniej 5 razy. Klasyfikacja ta także jest dwupoziomowa: 43 • sprawdzanie wystąpienia gwiazd nowych poprzez analizę ‘wstecz’ – gwiazda zaobserwowana jako nowa sprawdzana jest pod kątem jej wystąpień na kolejnych klatkach pochodzących z następnych nocy obserwacji zadanego fragmentu nieba. Analiza ta jest bardzo dokładna, lecz nie jest możliwe uzyskanie dzięki niej informacji o gwiazdach nowych zaraz po ich wystąpieniu. Głównym parametrem wskazującym na zaobserwowanie gwiazdy nowej podczas tej analizy jest jej pięciokrotna obserwacja podczas kolejnych 30 dni po jej pierwszej rejestracji. Dokładniejszy opis parametrów tej analizy oraz programu odpowiedzialnego za jej przeprowadzenie znajduje się w podrozdziale 4.3 Wyszukiwanie gwiazd nowych – zastosowanie analizy wstecz. • analiza gwiazd dodanych do tabeli novaevents zaraz po zakończeniu nocnych obserwacji i po wykonaniu procesu katalogowania. Polega ona na sprawdzeniu pojedynczych klatek z 10-cio sekundowych naświetlań. Warunkiem koniecznym na wyodrębnienie nowej jest wystąpienie jej na wszystkich (bądź prawie wszystkich) zdjęciach wykonanych przez kamerę k2a i k2b, na których po zsumowaniu została zauważona gwiazda nowa. Ścisłe omówienie tej selekcji gwiazd znajduje się w podrozdziale 4.4 Wyszukiwanie gwiazd nowych – na bieżąco. Ten system wyszukiwania nie skupia się na parametrach gwiazd nowych, lecz na samym fakcie zaobserwowania nowego obiektu niebieskiego. Dopiero późniejsza obserwacja i analiza krzywej blasku, mogą udzielić odpowiedzi na pytanie, czy jest to gwiazda nowa. Dla „π of the Sky” jest jednak bardzo ważne zastosowanie algorytmów, które na bieżąco, po każdej nocy obserwacji, mogą wyszukiwać na niebie nowe zjawiska. 4.1 Astrometria i katalogowanie gwiazd pochodzących ze skanów W celu ustalenia współrzędnych niebieskich gwiazd zapisanych na chipie detektora oraz ustalenia jasności gwiazdy, należy wykonać proces astrometrii. W tym celu napisałam skrypt scan_run_pipe.sh, który składa się z programów wykonanych na potrzeby projektu ASAS i przystosowanych do projektu „π of the Sky”. Ponieważ dane pochodzące z właściwych nocnych obserwacji i skanów różnią się między sobą zarówno czasem naświetlania klatek jak i sposobami sumowania, moim zadaniem było 44 przystosowanie istniejących już programów i skryptów do stworzenia jednolitej procedury pipeline 24 dedykowanej wyłącznie danym pochodzącym ze skanów. W tym miejscu należy wspomnieć, iż już wcześniej, Katarzyna Kwiecińska prowadziła badania mające na celu analizę wyznaczania jasności gwiazd podczas wykonywania procedury pipeline [26]. Wykazała ona, że błędy systematyczne, takie jak różnica czułości pomiędzy pikselami, a także wewnątrz pojedynczego piksela, czy zachmurzenie i faza w jakiej znajduje się Księżyc, maja bardzo duży wpływ na dokładność przeprowadzonej przez pipeline analizy otrzymanych zdjęć. 4.2 Wyszukiwanie gwiazd nowych – wypełnianie tabeli novaevents Gwiazdy zaobserwowane podczas skanów wieczornego i porannego, po wykonaniu na nich procedur pipeline i skatalogowaniu w bazie danych, zostają poddawane kolejnym czynnościom, mającym na celu ich analizę pod względem wyszukiwania wśród nich nowych. W celu szybszego działania programów wyszukujących, w bazie skanów zsumowanych scan została wyodrębniona tabela novaevents. Tabela ta wypełniana jest danymi dotyczącymi tylko tych gwiazd, które zostały wyodrębnione po przeprowadzeniu serii cięć, mających na celu oddzielenie gwiazd stałych od nowych oraz zmiennych. Za wypełnienie tej tabeli odpowiedzialny jest program do_novaevents.pl, który zostaje wywołany dla jednej, zadanej nocy obserwacji. Program ten napisałam w języku Perl, który ma zaimplementowaną obsługę bazy danych PostgreSQL i umożliwia generowanie zapytań w języku SQL. Łączenie programu z bazą danych odbywa się za pomocą polecenia: use DBI; $dbh=DBI->connect(„dbi:Pgdbname=$name”,”$pidb_user”,””); Program do_novaevents.pl analizuje wszystkie dodane do bazy scan rekordy dla wybranej nocy. Każda z gwiazd zostaje sprawdzona pod względem trzech głównych parametrów, i jeżeli spełnia ona wszystkie kryteria opisane tymi parametrami, zostaje wpisana do tabeli novaevents. Poniżej przedstawiam listę użytych parametrów oraz krótką charakterystykę ich doboru: 24 Pipelinem nazywany jest zbiór procedur, którym poddawane są otrzymane zdjęcia nieba: redukcja, fotometria, astrometria, katalogowanie i wizualizacja wyników. 45 1. Danej nocy gwiazda została zaobserwowana po raz pierwszy. Taka sytuacja w bazie danych opisywana jest parametrem new_star w tabeli measurements (dotyczącej poszczególnych pomiarów dla danej gwiazdy). Pole new_star ma wartość true, gdy gwiazda ta została wpisana do bazy po raz pierwszy i wartość false w innym przypadku. 2. Ponieważ detektor używany w projekcie „π of the Sky” pozwala na obserwacje gwiazd o jasności do 11 magnitudo dla pojedynczych, 10-cio sekundowych naświetlań, dlatego też ta wartość jasności jest wartością graniczną dla gwiazd umieszczanych w tabeli novaevents. Ograniczenie to jest pomocne podczas późniejszego oglądania gwiazd nowych na pojedynczych klatkach, bo pomimo, iż wyszukiwanie gwiazd odbywa się w bazie skanów zsumowanych, to w celu ich weryfikacji, gwiazdy oglądane są również na pojedynczych klatkach. 3. Przed uruchomieniem programu do_novaevents.pl wykonałam kilka statystyk dotyczących pojawiania się gwiazd nowych w funkcji liczby obserwacji dla konkretnych pól. Z uwagi na zmienne warunki atmosferyczne (np. chmury), problemy techniczne (tj. awaria migawki) oraz zdolność rozdzielczą detektora nie jest możliwe, aby już po pierwszej obserwacji pola wszystkie gwiazdy zostały dopisane do bazy. W celu wyeliminowania z dalszej analizy gwiazd stałych, wprowadziłam cięcie dotyczące ilości obserwacji pola przed znalezieniem nowej. Początkowo parametr minimalnej liczby obserwacji pola ustawiony był na 10, co umożliwiało odsunięcie od dalszych obliczeń dużego procentu gwiazd stałych, lecz równocześnie bardzo ograniczało liczbę pozostałych do analizy „nowych”. Podczas kolejnych testów wykonywanych na tabeli novaevents i porównywaniu otrzymanych wyników z listą gwiazd nowych, jakie pojawiły się w czasie trwania eksperymentu „π of the Sky”, podjęłam decyzję o wprowadzeniu mniej rygorystycznych cięć. Bardzo zależało mi, aby wśród gwiazd nowych znajdujących się w tabeli, znalazła się także „udokumentowana” nowa, o nazwie V 5115 Sgr, odkryta 28 marca 2005 roku przez zespół japoński. Gwiazda ta po raz pierwszy została zaobserwowana przez kamery naszego projektu dnia 27 marca 2005 roku na polu oznaczonym symbolem S1900-15. Dla pola tego była to dopiero trzecia obserwacja i początkowo gwiazda ta nie była wyodrębniona jako nowa, gdyż nie spełniała wszystkich postawionych przeze mnie założeń. Ostatecznie do novaevents 46 wpisywane są tylko takie gwiazdy, które znajdują się na polach obserwowanych co najmniej po raz trzeci. Dodatkowo w tabeli zostało dodane pole ne_field_obs, które nie było uwzględnione podczas początkowych testów. Wpisywana jest w nim liczba wcześniejszych obserwacji pola, dzięki czemu w kolejnych krokach analizy można zażądać dłuższej, np. 10-ciokrotnej obserwacji. Problem z liczbą wcześniejszych obserwacji danego pola dotyczy w zasadzie tylko tych gwiazd, które zostały zaobserwowane w początkowej fazie projektu „π of the Sky”. Pierwsze pola obserwowane podczas skanów były zupełnie przypadkowe, nie przebiegały według określonego harmonogramu, a nazwy pól nie odzwierciedlały położenia ich obserwowanego środka (SKAN1, SKAN2 itp.). W połowie listopada 2004 roku został wprowadzony nowy system nazewnictwa pól skanów, który obowiązuje do dziś. Nazwa pola składa się z trzech danych: nazwy trybu obserwacji (S - skan) oraz rektascensji i deklinacji środka pola (np. S1900-15 oznacza pole obserwowane podczas skanu o współrzędnych środka ra,dec (1900,-15)). Umożliwia to głębszą analizę danych pochodzących ze skanów i ułatwia odtwarzanie historii obserwacji gwiazdy. Algorytm programu do_novaevents.pl zamieszczony jest w schemacie 1 znajdującym się na końcu tego rozdziału. Występującą w punkcie 3 wartość 10-ciu obserwacji pola otrzymałam po wykonaniu serii wykresów przedstawiających ilość nowych gwiazd na poszczególnych polach, w funkcji kolejnych obserwacji. Sądziłam, iż wszystkie wykresy będą przedstawiać funkcje silnie malejące już po drugim, bądź trzecim pomiarze. Udało mi się zaobserwować kilka takich, teoretycznie poprawnych pól, czego przykładem jest pole S1736-60 przedstawione na rysunku 4.4. Badając charakterystykę innych pól natknęłam się również na przypadki zupełnie skrajne, takie jak S0336-45 (również występujące na rysunku 4.4), gdzie maksymalna liczba zaobserwowanych gwiazd nowych wystąpiła dopiero przy 10-tym pomiarze i podobny pik wystąpił również po kolejnych 7-miu pomiarach. Takie przypadki spowodowane są zjawiskami naturalnymi (np. chmurami), a także technicznymi (problemy w działaniu migawki itp.). Wśród rozpatrywanych przeze mnie pól większość wykazywała charakterystykę pośrednią: liczba „nowych” gwiazd malała po pierwszych obserwacjach, ale nie w sposób gwałtowny, lecz poprzez oscylacje. Takimi „pośrednimi” polami są między innymi pola 47 S0103-30 i S0000-15 również przedstawione na poniższym rysunku. Po analizie otrzymanych danych przyjęłam, że 10 obserwacji może w dużym procencie zapewnić odrzucenie od dalszej analizy gwiazd stałych i wyodrębnienie jedynie ciekawych z punktu mojej pracy przypadków. Rysunek 4.4 Wykresy przedstawiające liczbę gwiazd nowych (new_star o wartości true) w funkcji kolejnych obserwacji pola Oprócz programu głównego, do_novaevents.pl, przygotowałam dodatkowo program pomocniczy all_night.pl, wywołujący do_novaevents.pl kolejno dla kilku nocy – od zadanej granicznej do nocy najnowszej. Jest to bardzo przydatne podczas wypełniania tabeli „wstecz”, gdy z różnych przyczyn niemożliwe było wypełnianie jej na bieżąco, po każdej nocy obserwacji. W tabeli novaevents znajdują się następujące pola: ne_star numer identyfikacyjny gwiazdy w bazie scan ne_night noc, podczas której gwiazda zaobserwowana była pierwszy raz ne_id_frm numer klatki, dla której pole new_star dla tej gwiazdy miało wartość true 48 ne_ra rektascensja ne_dec deklinacja ne_mag jasność gwiazdy ne_sel_type pole opisujące sposób selekcjonowania nowej. pole to ma wartość true jeżeli tej samej nocy gwiazda została ne_nova_k2b zaobserwowana jako „nowa” także na drugiej kamerze i false w innym przypadku jest to pole informujące, czy gwiazda została w ogóle zaobserwowana na drugiej kamerze. Możliwe jest, iż danej nocy kamera k2b nie działała i gwiazda ta, jako „nowa” została ne_k2b zaobserwowana dopiero podczas kolejnej obserwacji tego pola, bądź została zaobserwowana już wcześniej. Analogicznie jak dla pola ne_nova_k2b, pole to ma wartość true jeżeli gwiazda była obserwowana i false w innym przypadku ne_k2a_count ne_k2a_obs ne_k2b_count ne_k2b_obs liczba pojedynczych klatek, z których została utworzona suma, na której nastąpiło odnalezienie nowej (dla kamery k2a) liczba pojedynczych klatek, na których została zaobserwowana „nowa” (dla kamery k2a) liczba pojedynczych klatek, z których została utworzona suma, na której nastąpiło odnalezienie nowej (dla kamery k2b) liczba pojedynczych klatek, na która nowa została zaobserwowana (dla kamery k2b) w tym polu przechowywana jest informacja na temat innych gwiazd znajdujących się w pobliżu nowej, w odległości poniżej 120 sekund kątowych. Pomimo, iż podczas katalogowania gwiazd, każda obserwacja w promieniu 120 sekund daje wkład do ne_other_stars pomiarów jednej gwiazdy, to czasem, z różnych przyczyn może się zdarzyć, że pomiary gwiazdy zostaną „rozdzielone” i część z nich zostanie przypisana nowej gwieździe. Jest to olbrzymia trudność dla programu analizującego nowe, dlatego zdecydowałam się na odszukanie w bazie gwiazd znajdujących się w promieniu 120 sekund i dołączenie wiadomości o ilości tych gwiazd do tabeli 49 novaevents. ne_field_obs liczba wcześniej wykonanych obserwacji pola na jakim znaleziono nową pole to jest flagą o wartości 1, jeżeli gwiazda ne_star została ne_good_event uznana przez skrypty przeszukujące jako ciekawy przypadek i nastąpiła jej dalsza analiza (wykonanie wycinków pola, obejrzenie krzywej blasku itp.) pole tekstowe służące do przechowywania opisów i komentarzy na ne_comment temat gwiazdy ne_evt_link link do strony, na której znajdują się wycinki klatek dla zadanego pola Program do_novaevents.pl może zostać uruchomiony w zależności od 4 parametrów, z czego jeden, dotyczący nazwy nocy, jest niezbędny do prawidłowego wykonania się programu (za wyjątkiem analizy przeprowadzanej dla nocy najnowszej, dla której noc jest wyliczana automatycznie przez program). do_novaevents.pl –night –mag –min_obs_fild – no_measurements_new_star Wartości parametrów, no_measurements_new_star, min_obs_fild i mag są ustawione w programie domyślnie i wynoszą odpowiednio: Mag 11 magnitudo (minimalna jasność nowej) Min_obs_fild 3 (minimalna liczba wcześniejszych obserwacji pola) 4 (liczba pomiarów dla gwiazdy położonej w no_measurements_new_star odległości 120 sekund od „nowej”, dla których gwiazda ta zostaje oznaczona jako oddzielna i zostaje doliczona do pola ne_other_star) Jeżeli tak ustawione parametry uznajemy za prawidłowe, program uzupełniający tabelę novaevents możemy wywołać tylko za pomocą komendy: 50 do_novaevents.pl –night=yyyymmdd lub, dla najnowszej nocy do_novaevents.pl Program został napisany w taki sposób, aby podczas jego wywołania kolejność zadanych parametrów nie była istotna. Ważna natomiast jest forma zapisu parametru: -nazwa_parametru=wartość_parametru Wszystkie stałe występujące w programie umieszczone są na samym początku kodu, dzięki czemu łatwiejsza jest jego modyfikacja oraz znacznie wzrasta jego przejrzystość. Jedną z wartości domyślnych użytych w programie, lecz nie przystosowaną do zmiany za pomocą parametru jest –db_save, która posiada domyślną wartość równą 1. Parametr ten zezwala na modyfikacje tabeli novaevents. Ustawienie jego wartości na każdą inna liczbę powoduje wykonanie się całego programu bez wpisywania danych do tabeli. Jest to szczególnie użyteczne podczas przeprowadzania różnego rodzaju testów. Drugim takim parametrem jest -max_mag_cat, który został wprowadzony do rozpoznawania gwiazd znajdujących się w katalogu. Wartość tą zaimplementowałam jako parametr, gdyż istnieje możliwość zmiany katalogowania przyszłości. Wtedy, do dalszego, prawidłowego działania programu do_novaevents.pl będzie wystarczające podanie nowej wartości. Ponieważ do tabeli novaevents są wpisywane nie tylko dane pochodzące z bazy klatek zsumowanych scan, lecz również informacje dotyczące pojedynczych klatek z bazy scan_single, dlatego program do_novaevents.pl został podzielony na dwie części. Pierwsza z nich odpowiedzialna jest za wyszukanie „nowych” i wszelkich towarzyszących im informacji dotyczących współrzędnych, jasności, pola itd. Druga natomiast, po połączeniu z bazą scan_single, analizuje obecność nowej na klatkach pochodzących z kamer k2a i k2b. Podczas działania program tworzy plik do_novaevents.out, w którym na początku wpisuje nazwę nocy i użyte parametry, a następnie listę pól obserwowanych danej nocy, które spełniają wymogi dotyczące liczby obserwacji. Na końcu wypisywana jest liczba gwiazd, która została dodana do tabeli novaevents. 51 ***** NIGHT: 20050519 DBNAME: scan DB_SAVE: YES LOG: do_novaevents.out MIN_OBS_FIELD: 10 MIN_NO_MEASUREMENTS_STAR: 0 PARM: 0.0333333333333333 MAGNITUDE: 11 SELECT ofs_field FROM obsfieldstat WHERE ofs_count>10 and ofs_night=20050519 obs_field: - 1600-60 - 2224-60 - 1642-30 - 1912-60 - 2300+00 SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S1600-60' and idaynight=20050519 id_frm: - 5942 SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S2224-60' and idaynight=20050519 id_frm: - 5971 SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S1642-30' and idaynight=20050519 id_frm: - 6253 SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S1912-60' and idaynight=20050519 id_frm: - 6623 SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject='S2300+00' and idaynight=20050519 id_frm: - 6722 INSERT INTO novaevents 718 new stars Rysunek 4.5 Przykład informacji zawartych w pliku do_novaevents.out dla danych pochodzących z 15-go maja 2005. Na początku pliku wypisane są użyte podczas wyszukiwania parametry, a w dalszej części znajduje się lista pól obserwowanych dla zadanej nocy oraz numery spełniających zadane kryteria klatek 52 do_novaevents.pl –night=$night –min_obs_field=$obs_field –no_measurements_star=$measurements Połączenie z bazą danych: $dbh=DBI->connect(”dbi:PG:dbname=$name”,”pidb_user”,””); Znalezienie ostatnio dodanej nocy w bazie scan: SELECT max(ofs_night) FROM obsfieldstat; Wyszukanie pól obserwowanych danej nocy oraz informacji na temat ilości przeprowadzanych na tym polu obserwacji: SELECT ofs_field, ofs_count FROM obsfieldstat WHERE ofs_count>$min_obs_fiels and ofs_night=$night Odnalezienie numerów klatek, jakie zostały wykonane dla odnalezionych pól dla kamery k2a: SELECT id_frm FROM frame WHERE sobject=’S@fields[$j]’ and idaynight=$night and icamid=$camera Na wyselekcjonowanych klatkach następuje poszukiwanie gwiazd nowych wraz z ich parametrami takimi jak numer klatki, współrzędne niebieskie, jasność, współrzędne instrumentalne, nazwa klatki, na jakiej gwiazda została zarejestrowana, numer jej odpowiednika na drugiej kamerze: SELECT star, measurements.id_frm, measurements.ra, measurements.dec, stars.magnitude, measurements.ccdx, measurements.ccdy, spathtofile, cam2_sstar_id FROM measurements, stars, frame WHERE measurements.id_frm=@id_frm[$j] and frame.id_frm=measurements.id_frm and measurements.star=stars.id and new_star=’t’ and no_measurements>$no_measurements_new_star and stars.magnitude<$magn and idaynight=$night; Wpisanie otrzymanych danych do tabeli novaevents: INSERT INTO novaevents (ne_star, ne_night, ne_id_frm, ne_ra, ne_dec, ne_mag, ne_sel_type, ne_nova_k2b, ne_k2b, ne_field_obd) VALUES ($star, $night, $id_frm, $ra, $dec, $magnitude, $0, ‘$new-star_k2b’, ‘$new_k2b’, @id_frm_obs[$j]); Odnalezienie ścieżek do tych klatek, z których złożona była suma dla kamery k2a, na której zaobserwowano nową i po połączeniu z bazą scan_single przeszukanie w niej rekordów w celu znalezienia nowej (gwiazda ta może mieć przesunięte współrzędne niebieskie o parametry ra_param i dec_param związane z katalogowaniem, które zdefiniowane są na początku programu: SELECT spathtofile FROM frame_avareged WHERE id_frm=@star_id[$j]; SELECT star, ra, dec FROM measurements, frame WHERE frame.id_frm=measurements.id_frm and abs(ra-(‘@star_ra[$j]’))<$ra_param and abs(dec-‘@star_dec[$j]’))<$dec_param and spathtofile=’$spathtofile’; 53 Odnalezienie nazw klatek, z których złożona była suma dla kamery k2b i analogiczne przeszukiwanie bazy scan_single w celu znalezienia nowej na pojedynczych klatkach: SELECT spathtofile FROM frame_avareged WHERE id_frm=$star_cam2_sstar_id; SELECT star, ra, dec FROM measurements, frame WHERE frame.id_frm=measurements.id_frm and abs(ra-(‘@star_ra[$j]’))<$ra_param and abs(dec-‘@star_dec[$j]’))<$dec_param and spathtofile=’$spathtofile’; Zliczanie gwiazd, które znajdują się w bliskiej odległości od nowej. Jeżeli liczba pomiarów dla innego obiektu w polu katalogowania nowej wynosi więcej niż $no_measurements_other_star wtedy zostaje on zliczony do ne_other_stars: SELECT id, ra, dec magnitude, no_measurements, calcdistradec(ra,dec,@star_ra[$j], @star_dec[$j])*(180/pi())*3600 as dist from stars WHERE ra>(@star_ra[$j]-0.002222222) and ra<@star_ra[$j]+0.002222222) and dec>(@star_dec[$j]-0.033333333) and dec<@star_dec[$j]+0.033333333) and camid=$cam_def; Wpisanie do tabeli novaevents informacji dotyczących danych pochodzących z pojedynczych klatek oraz liczby gwiazd zaobserwowanych w najbliższej okolicy nowej: UPDATE novaevents set ne_k2a-count=$lp_single+k2a, ne_k2b_count=$lp_single_k2b, ne_k2a_obs=$I_star1, ne_k2b_obs=$I_star2, ne_other_stars=$other_star WHERE ne_star=@star_table[$j]; KONIEC Schemat 1 Algorytm programu do_novaevents.pl 54 4.3 Wyszukiwanie gwiazd nowych – wykorzystanie analizy „wstecz” Po wypełnieniu tabeli novaevents danymi gwiazd wyodrębnionymi za pomocą pierwszego z cięć (dla przypomnienia: gwiazda o jasności powyżej 11 magnitudo zaobserwowana jako „nowa” na polu obserwowanym co najmniej po raz trzeci) następuje właściwa selekcja gwiazd „nowych”. W tym celu napisałam program do_search_new_star.pl, który na podstawie zadanych parametrów przeszukuje tą tabelę i wyszukuje w niej „nowe”, które spełniają założone przez użytkownika kryteria. Wywołanie do_search_nova_star.pl: do_search_new_star.pl -since_night=20050521 -nearly_night_lp=30 -min_obs_star=5 -min_obs_field=10 -min_mag=11 -ne_other_stars=0 –do_getparts –link=http://grb.fuw.edu.pl/pi0/user/kkrupska/nove_summ Ponieważ program analizuje częstotliwość występowania oraz jasności gwiazd przez okres co najmniej lp_nearly_night=30 nocy, dlatego podanie w wywołaniu programu nocy -since_night=20050521 powoduje rozpatrywanie przypadków tych gwiazd, które zostały uznane jako „nowe” w okresie od 20050420 do 20050521. W swojej pierwszej części działania program, wśród nowych dodanych do tabeli novaevents, selekcjonuje gwiazdy o jasności co najmniej min_mag=11, które znajdują się na polach obserwowanych min_obs_field=10 razy przed zaobserwowaniem „nowych” i posiadają w swoim najbliższym sąsiedztwie (120 sekund kątowych) co najwyżej ne_other_stars innych gwiazd. W programie parametr ne_other_stars ma wartość domyślną równą 0. W kolejnym kroku do_search_new_star.pl zlicza ilość nocy, podczas których gwiazda ta była obserwowana. Jeżeli nowa była obserwowana przez min_obs_star=5 dla 30 analizowanych nocy, to przypadek takiej gwiazdy zostaje uznany za ciekawy i do pola ne_good_event wpisywana jest wartość 1, a następnie tworzony jest odpowiedni plik o nazwie new_night_star_id.txt 25 , w którym zapisywane są wszystkie niezbędne informacje dotyczące tej gwiazdy. 25 Np. new_20050521_64356.txt jest plikiem powstałym dla gwiazdy o identyfikatorze 64356, zaobserwowanej 21-go maja 2005. 55 Wywołanie programu z parametrem do_getparts prowadzi do wykonania serii wycinków zdjęć uzyskanych przed pojawieniem się „nowej” oraz po jej zaobserwowaniu. Wycinki te służą do wizualnej analizy gwiazdy i są bardzo pomoce przy określaniu właściwości nowej. Parametr -link służy do określenia miejsca, do którego będą przekopiowane wykonane przez program getparts_scan.pl wycinki i z którego będzie możliwe ich oglądanie. Oprócz wymiennych wyżej parametrów, na początku programu znajduje się lista wszystkich stałych używanych podczas działania programu, gdzie najważniejsze to near_mag i near_dist_mag. Ponieważ w czasie początkowych testów tego programu duża część wyszukanych „nowych” znajdowała się w poświacie innych jasnych gwiazd lub sama stanowiła poświatę, dlatego zdecydowałam się na wprowadzenie ograniczenia mającego na celu wyeliminowanie podobnych sytuacji. W programie umieściłam dodatkowe, wymienione wyżej dwa parametry, które określają minimalną jasność oraz odległość od gwiazdy znajdującej się przy nowej. Przeglądając otrzymane wyniki ustaliłam, że „nowe” znajdujące się na klatce w odległości 10 pikseli (10 pikseli odpowiada neasr_dist_mag=600) od gwiazdy o jasności co najmniej 7 magnitudo są praktycznie nierozróżnialne od poświaty, a co za tym idzie, nieprzydatne do dalszej analizy. Tak bliska odległość od jasnej gwiazdy powodowała, iż nowa nie była widoczna na tle poświaty dużej gwiazdy i niemożliwa była jej obserwacja. Po zastosowaniu ograniczenia, liczba wyselekcjonowanych gwiazd spadła, lecz równocześnie znacznie wzrosła jakość i możliwości analizy pozostałych „nowych”. Według mnie parametry 7 i 10 są najbardziej optymalne, lecz nie potwierdziłam ich w mojej pracy wykresami i obliczeniami: wybrałam je na podstawie obejrzenia kilkudziesięciu klatek, na których współrzędne „nowej” znalazły się w poświacie gwiazdy. Wybór odpowiednich parametrów programu nie był prosty. Zanim, jako kryterium wybrałam ilość min_obs_star obserwacji na nearly_night_lp kolejnych nocach, przeprowadziłam wiele testów nad sposobem wyszukiwania nowych z bazy danych. Pierwszym pomysłem było sprawdzanie występowania „nowych” na klatkach pojedynczych. Wprowadziłam bardzo ostre kryteria sprawdzające, czy istnienie „nowej” na klatce zsumowanej przekłada się na zaobserwowanie jej na co najmniej dwóch z trzech klatek pojedynczych z danej nocy. Kryterium to musiało być spełnione 56 równocześnie dla danych z kamery k2a i k2b. Głównym zamierzeniem tego sposobu selekcji było wykluczenie wszelkiego rodzaju tła w postaci mionów kosmicznych, satelitów i samolotów, a także zjawisk atmosferycznych, takich jak chmury. Niestety podczas działania eksperymentu „π of the Sky” nastąpiła awaria kamery k2b. Choć nie była ona ciągła to jednak nie pozwalała na dokładną analizę tym sposobem, gdyż przy każdej następnej awarii występującej w przyszłości algorytm wyszukujący byłby zawodny. W kolejnym kroku ograniczyłam powyższe kryterium do występowania gwiazdy tylko na pojedynczych klatkach pochodzących z kamery k2a. Równocześnie pominięty został warunek zarejestrowania nowej na dwóch kamerach jednocześnie. Doprowadziło to do gwałtownego zwiększenia liczby „nowych” znajdowanych przez mój program, lecz otrzymanie obiekty w większości były szumami, samolotami oraz chmurami. Po wykonanych próbach znalezienia gwiazd nowych za pomocą sprawdzania klatek pojedynczych zrozumiałam, że nie jest to właściwa droga do napisania prawidłowo działającego algorytmu. W dalszej części skupiłam się wyłącznie na opracowaniu takiego kryterium, które korzystałoby jedynie z danych otrzymanych z klatek zsumowanych. Dodatkowo pracowałam nad nim w taki sposób, aby wystarczająca była rejestracja tylko na jednej kamerze. Ostatecznie zdecydowałam się właśnie na selekcję „nowych” na podstawie ilości obserwacji po jej odkryciu, lecz sama ilość rejestracji i ilość nocy na jakich prowadzone są poszukiwana także wymagały przeprowadzenia kilku prób. Początkowo szukałam tylko takich gwiazd, które obserwowano jeszcze pięciokrotnie w kolejnych 14 nocach obserwacji, jednak brak systematyczności w obserwacji danych pól, a także przerwy spowodowane zmianami atmosferycznymi i technicznymi bardzo ograniczały ilość wybranych w ten sposób nowych. Po przeanalizowaniu wyników zdecydowałam, że najbardziej optymalne kryterium to wydłużenie analizowanych nocy do 30 i pozostanie nadal przy 5 rejestracjach w tym okresie. Program napisałam jednak w taki sposób, aby użytkownik mógł w razie potrzeby zmienić te parametry bez konieczności zmieniania kodu programu. Ostatnim wprowadzonym przeze mnie cięciem było odrzucenie gwiazd znajdujących się w bliskiej odległości jasnej gwiazdy. Początkowo ograniczyłam się jedynie do negacji tylko tych gwiazd, które znajdowały się przy innej, o jasności co najmniej 5 magnitudo, lecz nadal znajdowałam przypadki „nowych” znajdujących się w poświacie innych gwiazd. Ostatecznie zdecydowałam się na obniżenie tego 57 parametru do 7 magnitudo, co ograniczyło prawie do zera występowanie takich przypadków. W przypadku, gdy wszystkie zapisane domyślnie parametry odpowiadają selekcji jaką chcemy przeprowadzić, program wystarczy wywołać za pomocą: do_search_new_star.pl -since_night=20050521 lub do_search_new_star.pl -since_night=20050521 -do_getparts w przypadku, gdy interesuje nas dodatkowe wykonanie wycinków z tych klatek pola, na których znajduje się nowa. Wywołanie tego programu bez podania wartości since_night spowoduje automatyczne ustawienie jej dla aktualnej nocy. Wykonaniem wycinków z klatek zajmuje się program getparts_scan.pl napisany przez Marcina Sokołowskiego. Do poprawnego uruchomienia programu getparts_scan.pl potrzebny jest plik scan_nova_events.txt zawierający informacje dotyczące id gwiazdy, nazwy klatki, współrzędnych niebieskich i instrumentalnych nowej, daty wykonania zdjęcia, a także numeru porządkowego zdjęcia dla danej nocy. W pliku tym należy umieścić dane dotyczące wszystkich klatek jakie chcemy poddać obróbce. 5932822 k2a_050227_00152.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227 152 5932822 k2b_050227_00152.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227 152 5932822 k2a_050227_00151.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227 151 5932822 k2b_050227_00151.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227 151 5932822 k2a_050227_00150.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227 150 5932822 k2b_050227_00150.ast 8.59603054 18.89520698 1359.9 1259.02 20050227 150 5932822 k2a_050120_01845.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1845 5932822 k2b_050120_01845.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1845 5932822 k2a_050120_01844.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1844 5932822 k2b_050120_01844.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1844 5932822 k2a_050120_01843.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1843 5932822 k2b_050120_01843.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050120 1843 5932822 k2a_050116_02029.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2029 58 5932822 k2b_050116_02029.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2029 5932822 k2a_050116_02028.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2028 5932822 k2b_050116_02028.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2028 5932822 k2a_050116_02027.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2027 5932822 k2b_050116_02027.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050116 2027 5932822 k2a_050108_01979.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1979 5932822 k2b_050108_01979.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1979 5932822 k2a_050108_01978.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1978 5932822 k2b_050108_01978.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1978 5932822 k2a_050108_01977.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1977 5932822 k2b_050108_01977.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050108 1977 5932822 k2a_050104_01813.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1813 5932822 k2b_050104_01813.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1813 5932822 k2a_050104_01812.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1812 5932822 k2b_050104_01812.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1812 5932822 k2a_050104_01811.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1811 5932822 k2b_050104_01811.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20050104 1811 5932822 k2b_041223_01967.ast 8.59603054 18.89520698 0 0 20041223 1967 Rysunek 4.6 Przykład danych zapisywanych w pliku scan_nova_list.pl. Jest to fragment pliku przygotowanego dla gwiazdy 5932822. Gwiazda ta została zaobserwowana jako nowa 27-go lutego 2005 roku. Tylko dla danych pochodzących z tej nocy wpisywane są współrzędne instrumentalne z chipu, dla pozostałych w miejsce współrzędnych ccdx i ccdy wpisywane są wartości 0, a wycinanie klatek odbywa się na podstawie współrzędnych niebieskich Za utworzenie takiej listy odpowiedzialny jest program do_nova_list.pl. Program ten wywoływany jest z nazwą pliku wejściowego i ilością nocy wstecz, które chcemy porównać na wycinkach. Program napisałam w taki sposób, aby plikiem wejściowym mógł być plik wynikowy otrzymany dla wyselekcjonowanych gwiazd, utworzony w wyniku pracy programu do_search_new_star.pl. Dodatkowo na początku kodu programu zdefiniowana jest liczba nocy „w przód”, dla jakich zostaną wycięte zdjęcia. Domyślnie liczba tych nocy wynosi 8. Po utworzeniu pliku scan_nova_list.txt w katalogu, w którym się on znajduje wywoływany jest program getparts_scan.pl. W wyniku jego działania tworzony jest katalog, w którym oprócz plików informacyjnych znajdują się także dwa pliki html. Umożliwiają one - po uruchomieniu na stronie www - płynne oglądanie utworzonych wycinków zarówno na klatkach pochodzących z pojedynczych naświetleń jak i z sum trzech takich zdjęć. 59 Rysunek 4.7 Strona utworzona podczas działania getparts_scan.pl. Umożliwia ona przeglądanie kolejnych zdjęć poprzez ich przewijanie, bądź w formie automatycznej jako animacja. Po prawej stronie umieszczone są klatki pochodzące z kamery k2a, a po lewej z k2b. Kliknięcie na link SIMBAD map, umieszczony na dole strony, przeniesie nas do mapy tego obszaru znajdującej się w bazie danych SIMBAD Rysunek 4.8 Mapa nieba pochodząca z bazy danych SIMBAD ukazująca obszar widoczny na rysunku 4.7 umieszczonym powyżej 60 k2a_20050201_006.jpg k2a_20050227_007.jpg k2a_20050331_013.jpg Rysunek 4.9 Przykład kilku wycinków utworzonych przez program getparts_scan.pl dla gwiazdy o numerze identyfikacyjnym 5932822. Na pierwszym przedstawionym zdjęciu z 1-go lutego nie widać jeszcze gwiazdy. Pierwsze pojawienie nastąpiło 26 dni później, lecz jasność jej była bardzo niska, w granicach 11 magnitudo. Z każdym dniem jej jasność zwiększała się (na zdjęciu z 31 marca wynosiła już 9.4 magnitudo), a następnie znów zaczęła spadać. Dzięki tym zdjęciom oraz krzywej blasku można stwierdzić, że gwiazda ma charakter zmiennej Chcąc wykonać wycinki klatek dla zadanego numeru gwiazdy, nie koniecznie dla gwiazd wyselekcjonowanych przez program do_search_new_star.pl wystarczy wywołać ten program za pomocą formuły: do_search_new_star.pl -ne_star=star_from_novaevents gdzie zmienna star_from_novaevents jest numerem gwiazdy przypisanym jej w bazie danych scan projektu „π of the Sky”. Dla takich parametrów nie będzie przeszukiwał tabeli novaevents w poszukiwaniu gwiazd nowych, lecz przeprowadzi pełną analizę (wyszuka niezbędne informacje i wykona wycinki pól) dla jednej, zdefiniowanej w wywołaniu gwiazdy. Wynikiem działania tego programu jest katalog novastar_from_novaevents, w którym znajdą się wycinki zdjęć oraz logi programu. 4.4 Wyszukiwanie gwiazd nowych – na bieżąco Aby usprawnić analizę napisałam również dodatkowy program do_search_current_night.pl, który analizuje na bieżąco, po każdej zakończonej obserwacji, nowe obiekty zarejestrowane przez kamery. Po skatalogowaniu gwiazd i wstępnej selekcji nowych, które zostają wpisane do tabeli novaevents, program wyszukuje wśród nich takie przypadki, które widoczne są na pojedynczych klatkach. 61 Może zdarzyć się, że podczas wykonywania pojedynczego naświetlania, na jednej z klatek zostanie zapisany przypadkowy, jasny piksel, bądź na wykonanym zdjęciu widoczny będzie samolot lub satelita. Niewykluczone jest, że po zsumowaniu trzech klatek, ten przypadkowy obiekt będzie nadal widoczny, a co za tym idzie, podczas katalogowania zostanie on potraktowany jako „nowa” gwiazda. W omówionym wcześniej programie do_search_new_star.pl przypadek taki zostałby odrzucony, gdyż istnieją bardzo niewielkie szanse na to, że w ciągu kilku następnych obserwacji pola w dokładnie tym samym miejscu zostanie zauważony podobny obiekt. Podczas analizy gwiazd nowych wykonywanej bezpośrednio po zakończeniu obserwacji nie ma możliwości na sprawdzenie historii danej gwiazdy i jej kolejnych wystąpień. Zdecydowałam się więc na zastosowanie bardzo rygorystycznego kryterium, wymuszającego zaobserwowanie nowej na wszystkich pojedynczych klatkach, z których została złożona suma. Niewiele gwiazd w bazie danych spełnia takie kryteria. Spowodowane jest to warunkami atmosferycznymi (przesuwające się na zdjęciach chmury) oraz skończoną precyzją detektora i co za tym idzie, jakością zdjęć. Gwiazdy o jasności około 10 – 11 magnitudo są trudno rozpoznawalne na klatkach (na pojedynczych zdjęciach jasność 11 magnitudo jest wartością graniczną obserwacji), co także ma znaczący wpływ na fluktuacje w ich rejestracji na kilku klatkach. Gwiazda wyselekcjonowana przez program do_search_current_night.pl oznaczana jest w bazie poprzez wpisanie wartości 1 do pola ne_sel_type. Automatycznie zostają dla niej przygotowane wycinki pól z poprzednich nocy w celu wizualizacji obiektu. Wywołanie do_search_new_star.pl: do_search_current_night.pl -night=20050521 -mag=10 -do_getparts -max_quality –link=http://grb.fuw.edu.pl/pi0/user/kkrupska/nove_summ Warunkiem koniecznym do wywołania programu jest określenie nazwy nocy, dla której ma zostać przygotowana analiza. W przypadku, gdy program do_search_current_night.pl zostanie wywołany bez tego parametru, cała analiza zostanie wykonana dla danych pochodzących z aktualnej nocy. Możliwe jest określenie minimalnej jasności wyszukiwanych gwiazd. Uruchomienie programu z opcją - 62 do_getparts prowadzi do automatycznego wygenerowania wycinków pola, na którym została znaleziona nowa gwiazda, z poprzednich nocy, w celu wizualizacji pojawienia się nowego obiektu. Konsekwencją wywołania do_search_current_night.pl bez użycia parametru -max_quality jest znaczne osłabienie kryterium jakie musi spełniać nowy obiekt: aby gwiazda została uznana za nową, wystarczy, aby pojawiła się na dwóch z trzech klatek, z których złożona jest suma. Parametr link określa miejsce docelowe dla wykonanych wycinków. Gwiazdy w tabeli novaevents niewyselekcjonowane przez program do_search_current_night.pl nie są w żaden sposób oznaczane, czy usuwane z listy gwiazd potencjalnie nowych. W dalszych krokach analizowane są one przez program do_search_new_star.pl omówiony w poprzednim rozdziale. 4.5 Wizualizacja wyników W celu wizualizacji wyników otrzymanych z obu programów selekcjonujących napisałam skrypt nove.php. Skrypt ten łącząc się z bazą scan, wyświetla na stronie internetowej dane z tabeli novaevents, które dotyczą przypadków uznanych za ciekawe, czyli takich, które w polu ne_good_event mają wpisaną wartość większą od zera. Skrypt nove.php umożliwia szybkie przeglądanie interesujących gwiazd bez potrzeby ręcznego wyszukiwania wszystkich informacji w bazie danych. Wszystkie wyniki przedstawione są w postaci tabeli, w której znajdują się kolejno pola z numerem gwiazdy, nocą pierwszej obserwacji, jej wielkością gwiazdową i zmiennymi niebieskimi. Dodatkowo wyświetlana jest także liczba wcześniejszych obserwacji pola przed zarejestrowaniem na nim gwiazdy, a wartość pola ne_good_events pokazywana jest w kolumnie quality (jakość). Przy każdej z gwiazd wyświetlane jest pole komentarza. Jeżeli gwiazda została wyselekcjonowana przez program do_search_current_night.pl, to w trzeciej od końca kolumnie wyświetli się napis current night, w innym przypadku, pole to pozostaje puste. Link SUMM, znajdujący się w przedostatniej kolumnie, pojawia się tylko wtedy, gdy dla gwiazdy podczas poszukiwań zostały wykonane wycinki (opcja –do_getparts). Jeżeli gwiazda je posiada, to kliknięcie na ten link spowoduje przeniesienie do strony z tymi wycinkami. Przycisk EDIT, znajdujący się na końcu tabeli, uruchamia drugi ze skryptów php, nova_details.php, który umożliwia zmianę wartości pola quality, 63 wpisanie komentarza oraz zmianę (bądź podanie) linku do strony, na jakiej znajdują się wycinki gwiazdy. Stopniowanie pola quality odbywa się w następujący sposób: gwiazdy wyselekcjonowane przez programy do_search_new_star.pl i do_search_current_night.pl otrzymują wartość podstawową równą 1. Nadanie polu quality wartości równej 2 oznacza rozpoznanie gwiazdy jako gwiazdy zmiennej. Wartość 5 posiadają tylko gwiazdy nowe. Pomiędzy wartością 2 i 5 znajduje się miejsce na oznaczanie innych ciekawych obiektów, takich jak planety czy inne zjawiska niebieskie o niskiej rozdzielczości czasowej, które mogą zostać zidentyfikowane na skanach. Wstawienie w miejsce pola quality wartości 0 powoduje odrzucenie znalezionego przez programy przypadku, a w dalszym kroku – nie wyświetlanie go w tabeli wyników. Umieszczona w pierwszej kolumnie nazwa gwiazdy jest równocześnie linkiem do bazy danych projektu „π of the Sky” i umożliwia obejrzenie krzywej blasku dla danej gwiazdy. Krzywa blasku jest bardzo istotną informacją mówiącą o typie gwiazdy, dlatego zdecydowałam się na umieszczenie jej w tabeli wyników. Dzięki temu nie jest konieczne dodatkowe wyszukiwanie krzywej w bazie danych projektu i czas rozpoznania gwiazdy znacznie się skraca. Dodatkowo na dole strony, na której wyświetlana jest krzywa blasku, znajdują się linki do baz danych ASAS, SIMBAD, Tycho, Gcvs oraz do bazy projektu „π of the Sky” zawierającej informacje o obserwacjach nocnych. Kliknięcie na wybrany link powoduje wyszukanie w danej bazie gwiazd, położonych najbliżej gwiazdy znajdującej się w tabeli wyników. 64 Rysunek 4.10 Wypełniona tabela Nova list, która jest wynikiem działania skryptu nove.php. Dane znajdujące się w niej pochodzą z tabeli novaevents Rysunek 4.11 Przykład wiersza tabeli odpowiadającego jednej odnalezionej „nowej” o identyfikatorze 6742802. Po kliknięciu na id gwiazdy otworzone zostanie okno z jej krzywą blasku otrzymaną z danych znajdujących się w bazie scan. W kolejnej kolumnie znajduje się informacja na temat nocy, podczas której „nowa” została zaobserwowana po raz pierwszy. Na dalszych pozycjach znajduje się jasność „nowej”, jej współrzędne niebieskie i ilość wcześniejszych obserwacji pola, na którym została odnaleziona. W kolumnie quality znajduje się kategoria gwiazdy (w tym wypadku jest to gwiazda zmienna). Dalej umieszczony jest komentarz, pole informujące o sposobie odnalezienia gwiazdy (puste pole oznacza odnalezienie gwiazdy za pomocą programu do_search_new_star.pl), link do utworzonych wycinków oraz przycisk do edycji danych 65 Rysunek 4.12 Formularz umożliwiający edycję danych dotyczących znalezionej gwiazdy. Otwiera się on po kliknięciu na link EDIT znajdujący się w ostatniej kolumnie tabeli Nove list. Tytuł formularza stanowi identyfikator gwiazdy w tabeli scan. Poniżej przedstawione są parametry niepodlegające edycji: nazwa nocy pierwszej obserwacji, jasność, współrzędne niebieskie i liczba wcześniejszych obserwacji pola. Zmienić natomiast można współczynnik jakości gwiazdy, komentarz i link do strony zawierającej wycinki pola. Formularz ten napisany jest w języku PHP 66 5. Wyniki Stworzone przeze mnie oprogramowanie, umożliwiające automatyczne wyszukiwanie gwiazd nowych na zdjęciach pochodzących ze skanów wieczornych i porannych, zostało przetestowane na danych obejmujących okres od 1-go grudnia 2004 do 21-go maja 2005. W tym czasie projekt „π of the Sky” prowadził obserwacje nieba w Las Campanas Observatory w Chile. Po 21 maja 2005 roku kamery zostały przywiezione do Polski w celu ich konserwacji i przeprowadzenia modernizacji. Jakość otrzymanych zdjęć oraz odpowiednie dobranie parametrów programów selekcjonujących gwiazdy pozwoliło na znalezienie udokumentowanej przez inne projekty badawcze gwiazdy nowej oraz wielu przypadków gwiazd zmiennych. Dodatkowo w bazie danych pochodzących ze skanów została zlokalizowana poruszająca się planeta Neptun. 5.1 Nova V 5115 Sgr Napisane przeze mnie oprogramowanie ma na celu automatyczne wyszukiwanie gwiazd nowych. Zjawiska te nie występują często. W najbliżej położonej galaktyce w stosunku do Drogi Mlecznej, w Galaktyce Andromedy, w ciągu roku obserwuje się 20 – 30 wystąpień gwiazd nowych. Analizując położenia tych gwiazd zaobserwowano ich dużą koncentrację w centrum Galaktyki i w kierunku jej płaszczyzny. W rezultacie, chociaż w całej Galaktyce w ciągu roku może dochodzić do około 80 wybuchów nowych, to obserwowane jest zaledwie kilka procent z nich [23]. Ponieważ kamery „π of the Sky” obserwują tylko niewielki obszar nieba (FoV ~ 33ºx33º), a dodatkowo podczas testów oprogramowania korzystałam z danych, obejmujących jedynie okres półroczny, prawdopodobieństwo znalezienia jakiejkolwiek nowej było bardzo małe. Bez obaw można więc określić znalezienie nowej mianem wielkiego sukcesu, na który złożyły się dwa czynniki: wystąpienie nowej na analizowanym obszarze oraz prawidłowe działanie napisanej przeze mnie aplikacji. 67 Zdjęcie wykonane 19 marca 2005 roku. Współrzędne środka tego pola to (18.28264581, -25.95264992). W centrum zdjęcia nie znajduje się żadne gwiazda. Rysunek 5.1 k2a_20050319_001.jpg Na rys. 5.2 pokazane jest zdjęcie wykonane 27go marca podczas obserwacji pola S1900-15. Na środku zdjęcia można zauważyć gwiazdę, która nie była widoczna wcześniej. Jej jasność wynosi 9.71997 magnitudo. Współrzędne nowego obiektu to: Rektascensja: 18.2830h (18h:16m:59s) Deklinacja: -25.9466 (-25o56'48") Gwiazda ta po zakończeniu obserwacji i wykonaniu procedur pipeline, została skatalogowana jako nowa. Rysunek 5.2 k2a_20050327_002.jpg Podczas kolejnych skanów wykonywanych po 27 marca gwiazda była nadal widoczna. Jej wielkość gwiazdowa podczas drugiego pomiaru wzrosła o 0.02 magnitudo. Rysunek 5.3 k2a_20050404_003.jpg 68 Po kilku dniach obserwacji jasność gwiazdy zaczęła spadać. 13 dni po jej zaobserwowaniu wynosiła już 9.80579 magnitudo, dzień później już tylko 9.9637. Rysunek 5.4 k2a_20050408_004.jpg Ostatnia obserwacja nowej miała miejsce 19 kwietnia 2005, czyli po 23 dniach od jej pierwszego zaobserwowania. Tego dnia miała ona jasność 10.1482 magnitudo. W ciągu 23 dni jej obecności na zdjęciach pochodzących ze skanów, gwiazda ta obserwowana była 7 razy, a wszystkie te obserwacje przypadały na skan poranny. Rysunek 5.5 k2a_20050416_006.jpg Dużym udogodnieniem przy wyszukiwaniu tej nowej była jej jasność powyżej 10 magnitudo. Taka wielkość gwiazdowa pozwala na identyfikację rodzaju gwiazdy zarówno za pomocą danych z krzywej blasku, jak i bezpośrednio na zdjęciach pochodzących z obserwacji. Gwiazdy ciemniejsze są trudno rozpoznawalne na wycinkach, przez co ich analiza jest trudniejsza. Dodatkowo gwiazda ta doskonale spełnia warunki zadane przeze mnie w programie wyszukującym gwiazdy nowe na nocach wstecz, czyli pięciokrotną obserwację w ciągu 30 dni od momentu pierwszej rejestracji. 69 Rysunek 5.6 Krzywa blasku pochodząca z bazy danych skanów. To właśnie te dane pozwoliły na sklasyfikowanie gwiazdy jako nowej Rysunek 5.7 Pochodzące z bazy scan dane źródłowe dotyczące nowej, dla których został wykonany wykres zmiany jasności Pierwszego odkrycia nowej V 5115 Sgr dokonało niezależnie dwóch Japończyków: Hideo Nishimura (Kakegawa, Shizuoka-ken, Japan) i Yukio Sakurai (Mito, Ibakakiken, Japan). Pierwszy z nich zaobserwował gwiazdę wykonując dwa naświetlania aparatem Pentax 6x7 z obiektywem o ogniskowej f=200 mm i aperturze f/4.0. Wyznaczona przez niego wielość gwiazdowa nowej to 8,7 magnitudo. Yukiro Sakurai przypisał nowej jasność znacznie niższą, bo 9,1 magnitudo. Posługiwał się on kamerą CCD z obiektywem firmy Nikon o ogniskowej f=180 mm i aperturze f/2.8. Oba odkrycia nastąpiły prawie równocześnie dnia 28 marca 2005 (Nishimura 2005.03.28.779 UT, Samurai - 2005.03.28.796 UT) [27]. 70 Rysunek 5.8 Mapa nieba wykonana przez Sebastiana Otero z zaznaczoną pozycją Nowej V 5115 Sgr. Zdjęcie to znajduje się na stronie autora (http://ar.geocities.com/varsao/index.htm) i polecane jest przez portal AAVSO 71 5.2 Neptun Jednym z pierwszych wyników uzyskanych przez program mojego autorstwa było zlokalizowanie, wśród danych pochodzących ze skanów, Neptuna. Jest to ósma od Słońca planeta Układu Słonecznego, oddalona o 4500 milionów kilometrów. Neptun został odkryty w 1846 roku przez Johanna Gallego. Planeta ta porusza się po swojej orbicie z prędkością 5,43 km/s, a pełny okres obiegu wokół Słońca trwa 164,78 lat [4]. Rysunek 5.9 Neptun na zdjęciu wykonanym przez sondę Voyager 2 (źródło Views of the Solar System 26 ) Właśnie ten trwający prawie 165 lat obrót sprawił, że Neptun został sklasyfikowany w procesie katalogowania jako „nowy” obiekt. Jego powolne przemieszczanie się (około 2º rocznie) sprawiło, że przez prawie miesiąc jego położenie opisywały stałe współrzędne niebieskie, a w tym czasie kamery projektu „π of the Sky” wykonały serię zdjęć pola na jakim się znajdował. Wcześniej Neptun także był widoczny na zdjęciach pochodzących ze skanów, dzięki czemu możliwy do zaobserwowania jest jego ruch po orbicie. Pierwsza obserwacja Neptuna dla współrzędnych niebieskich ra = 21,33061121 i dec = -15,7105291 nastąpiła 5-go maja 2005 roku. Wyznaczona jasność obiektu wyniosła 8,13215 27 magnitudo. Pole, na którym znajdował się Neptun, było fotografowane codziennie w okresie od 5 do 9 oraz 11, 12, 18 i 21 maja (czyli do ostatniego dnia danych używanych do testowania oprogramowania). W sumie Neptun 26 27 http://www.solarviews.com/ Z danych astronomicznych wynika, że wielkość gwiazdowa tej planety nie przekracza 7,6 magnitudo 72 fotografowany był 10-ciokrotnie w przeciągu pół miesiąca, dzięki czemu spełniał wymagania postawione przeze mnie gwieździe nowej 28 . Na poniższych zdjęciach przedstawiłam 6 wybranych ze skanów zdjęć, które pokazują tor orbity Neptuna. Zdjęcia wykonane pomiędzy 5, a 21 maja wskazują na stałe położenie planety. Właśnie analiza danych pochodzących z tych zdjęć przez program do_search_new_star.pl wskazała na Neptuna jako na gwiazdę nową. 2005-04-07 2005-04-11 2005-04-15 2005-05-05 2005-05-17 2005-05-21 Rysunek 5.10 Zajęcia ukazujące ruch Neptuna, wykonane przez kamery projektu „π of the Sky” podczas skanów wieczornych i porannych Rysunek 5.11 Krzywa blasku Neptuna pochodząca z bazy danych scan 28 Co najmniej 5 obserwacji w ciągu kolejnych 30 dni. 73 Rysunek 5.12 Pochodzące z bazy scan dane, z których została wygenerowana krzywa blasku Neptuna 5.3 Gwiazdy zmienne Gwiazdami zmiennymi określa się gwiazdy, których jasność w czasie ulega zmianie. Wahania w wielkości gwiazdowej powodowane są głównie zaciemnieniami w układach podwójnych, wybuchami związanymi z niestabilnością (przykładem są gwiazdy nowe), a także pulsacjami zewnętrznych warstw powierzchni gwiazdy. Gwiazda o jasności poniżej 11 magnitudo, czyli praktycznie nierozróżnialnej przez detektory kamer „π of the Sky”, zwiększająca swoją jasność do poziomu powyżej 11 magnitudo i utrzymująca ją na takim poziomie przez kilka dni, jest przez program wyszukujący selekcjonowana jako gwiazda nowa (oczywiście tylko przy pierwszej rejestracji tej gwiazdy). Oba skrypty przygotowane do znajdowania gwiazd nowych na zdjęciach pochodzących ze skanów wyselekcjonowały podczas swojej pracy wiele gwiazd zmiennych o okresie oscylacji od kilku dni do kilku lat. Przypisanie znalezionego obiektu do klasy gwiazd zmiennych odbywa się poprzez porównanie go z danymi znajdującymi się w bazach innych projektów, w szczególności ASAS i SIMBAD. W czasie przeprowadzania testów znalazłam w sumie 40 gwiazd zmiennych. Ich okres zmienności waha się od 2 do 900 dni. 74 Rysunek 5.13 Histogram przedstawiający rozkład zmienności gwiazd wyselekcjonowanych przez programy do_search_new_star.pl oraz do_search_current_night.pl. Wyraźnie można rozróżnić dwa przedziały, 0-50 dni i 300-350 dni, dla których znaleziona liczba zmiennych była największa Jak widać na powyższym rysunku, rozkład okresu zmienności znalezionych przeze mnie gwiazd nie jest ciągły. Związane jest to z czasem obserwacji gwiazd, które zostały poddane analizie. Do dyspozycji miałam zdjęcia wykonane w okresie 172 dni, dlatego istniało mniejsze prawdopodobieństwo zaobserwowania gwiazdy o dłuższym okresie zmienności. Gwiazdy o okresie zmienności 350 dni i krótszym mogły pojawiać się w polu obserwacji kilkakrotnie, co znacznie zwiększało szanse na zaobserwowanie i określenie charakterystyki ich zachowania. Program do_search_new_star.pl wyselekcjonował tylko jedną gwiazdę zmienną o okresie zmienności powyżej 850 dni, natomiast aż 77% stanowią gwiazdy o okresie zmienności poniżej 350 dni. Na poniższym rysunku znajduje się krzywa jasności gwiazdy zmiennej o okresie 2,75692 dni wykonana dla danych pochodzących z bazy danych scan. Jest to gwiazda o najkrótszym okresie zmienności wyselekcjonowana przez mój program. Gwiazda ta po raz pierwszy została zarejestrowana kamerami „π of the Sky” 26 kwietnia 2005 roku. Tak mała ilość punktów pomiarowych dla tej gwiazdy związana jest z małą ilością obserwacji pola na jakim się ona znajduje (S1648-75). 75 Rysunek 5.14 Krzywa blasku wyselekcjonowanej przez mnie gwiazdy 135837-8217.7 o najkrótszym okresie zmienności (2,75692). Dane, z których została wykreślona powyższa krzywa pochodzą z bazy scan Rysunek 5.15 Wycinek krzywej blasku dla tej samej gwiazdy pochodzącej z bazy danych projektu ASAS. Na powyższym rysunku bardzo wyraźnie widać równe oscylacje jasności Gwiazda zmienna o najdłuższym okresie zmienności znaleziona przez programy selekcjonujące gwiazdy nowe do bazy scan opisywana jest identyfikatorem 0945537212.7 lub NSV04626. Jeden pełny okres oscylacji jej jasności wynosi 865 dni, natomiast amplituda zmian – nieco ponad pół wielkości gwiazdowej (0,51 magnitudo). 76 Rysunek 5.16 Krzywa blasku gwiazdy zmiennej, znalezionej przez programy wyszukujące gwiazdy nowe, o najdłuższym okresie zmienności (865 dni) Rysunek 5.17 Gwiazda przedstawiona na rysunku 5.16 Krzywa blasku gwiazdy o identyfikatorze 094558-7212.6 pochodząca z bazy danych ASAS 77 Rysunek 5.18 Fragment krzywej blasku gwiazdy przedstawionej na rysunku 5.17 pochodzący z bazy danych projektu ASAS. Na powyższym rysunku znajdują się dwa pełne okresy zmienności tej gwiazdy Gwiazdy zmienne odnalezione przez programy do_search_new_star.pl i do_search_current_night.pl można podzielić również ze względu na ich jasność. Najjaśniejsza ze znalezionych gwiazd charakteryzowała się wielkością gwiazdowa wynoszącą 7,659 natomiast najciemniejsza: 10,9847 magnitudo. Rysunek 5.19 Rozkład znalezionych przeze mnie gwiazd zmiennych w funkcji ich jasności. Maksimum tego rozkładu przypada na jasność pomiędzy 9,8, a 10 magnitudo Poniżej przedstawiam kilka przykładów gwiazd zmiennych znalezionych podczas testów oprogramowania na danych pochodzących z pierwszej połowy 2005 roku 29 . 29 Należy zwrócić uwagę, że skale czasu dla krzywych blasku pochodzących z danych projektu „π of the Sky” i ASAS są różne, a ich zestawienie ma charakter tylko porównawczy. 78 5.3.1 NSV 12190 Gwiazda typu MIRA zaobserwowana po raz pierwszy na skanach 5 maja 2005 roku. Do tej kategorii gwiazd zmiennych należą pulsujące gwiazdy długookresowe, czerwone olbrzymy i nadolbrzymy o okresie zmienności od 80 do 1000 dni. Amplituda jasności wynosi co najmniej 2,5 magnitudo, a czasem może przekraczać nawet 10 wielkości gwiazdowych. Okres zmienności poniższej gwiazdy wynosi prawie 382 dni. Na rysunku 5.21 przedstawiającym krzywą blasku tej gwiazdy widać, iż pełny okres zmienności obejmuje pojedynczy wzrost jasności o 2,5 magnitudo i stopniowy jej spadek. Rysunek 5.20 Krzywa blasku zmiennej NSV 12190 pochodząca z bazy scan 5.3.2 Rysunek 5.21 Krzywa blasku gwiazdy NSV 12190 pochodząca z projektu ASAS VX Vel Kolejna gwiazda typu MIRA. Zaobserwowana w bazie scan 1 maja 2005. Okres zmienności tej gwiazdy to 384 dni. Amplituda zmian jasności wynosi 3,66 magnitudo. Kamery projektu „π of the Sky” zaobserwowały tą gwiazdę w okresie wzrostu jasności z 10,5685 magnitudo do jej punktu maksymalnego (9,839 magnitudo). Na rysunku 5.23 umieszczonym po prawej stronie, przedstawiającym krzywą blasku tej gwiazdy, utworzoną z 384 danych pomiarowych zebranych przez projekt ASAS w przeciągu 800 dni widać, iż krzywa ma kształt nieregularny o długim okresie zmienności. 79 Rysunek 5.22 Krzywa blasku VX Vel pochodząca z bazy scan projketu "π of the Sky" 5.3.3 Rysunek 5.23 VX Vel w bazie danych ASAS RT Vel Gwiazda o zmienności 432 dni i amplitudzie jasności wynoszącej 5,5 magnitudo. Jest to kolejny przykład gwiazdy zmiennej typu MIRA. Na krzywej blasku pochodzącej z bazy scan (rysunek 5.24) widoczny jest obszar wysokiej jasności tej gwiazdy (zarejestrowana maksymalna jasność to 10,36 magnitudo). Pełny przebieg zmian jasności znajduje się na rysunku 5.25 pochodzącym z bazy danych ASAS, na który składa się 220 punktów pomiarowych zebranych w ciągu 900 dni obserwacji. Rysunek 5.24 Zaobserwowana dnia 28 kwietnia 2005 roku gwiazda RT Vel. Krzywa blasku pochodząca z bazy scan Rysunek 5.25 Krzywa blasku RT Vel sporządzona z danych projektu ASAS 80 5.3.4 V0973 Sgr Gwiazda zaobserwowana kamerami projektu „π of the Sky” 7 kwietnia 2005 roku. Okres zmienności wynosi 219,37 dni, a amplituda zmian jasności przekracza 3,7 magnitudo. Jest to kolejna gwiazda typu MIRA. Krzywa blasku pochodząca z bazy skanów projektu przedstawia samo maksimum jasności tej gwiazdy. Na rysunku 5.27 znajdują się dane zebrane przez ASAS w ciągu około 450 dni. W tym czasie kamery projektu zaobserwowały tą gwiazdę 385 razy. Na rysunku tym widać wyraźnie, że pełny okres zmienności obejmuje trzy podokresy oscylacji. Rysunek 5.26 Krzywa blasku zmiennej V0973 Sgr pochodząca z bazy danych scan 5.3.5 Rysunek 5.27 Krzywa blasku tej samej gwiazdy wyznaczona z danych projektu ASAS SX Vel Gwiazda typu DECP-FU o okresie zmienności 9,551 dni. Całkowita zmiana amplitudy nie przekracza 0,72 magnitudo. Ponieważ zmiany jasności są niewielkie, a całkowity okres zmienności nie przekracza 10 dni, dlatego krzywa złożona z wielu punktów wydaje się być linią prostą (tak jak to jest pokazane na rysunku 5.29, na którym znajduje się krzywa blasku tej gwiazdy z danych projektu ASAS). Dopiero dokładana obserwacja pozwala na zaobserwowanie pewnej zgodności w zmianie jasności w czasie. 81 Rysunek 5.28 Krzywa blasku gwiazdy SX Vel o krótkim okresie zmienności (9,551 dnia). Źródło: "π of the Sky" Rysunek 5.29 Krzywa blasku SX Vel przedstawiona w fazie. Dane pochodzą z obserwacji ASAS Większość znalezionych przez program do_search_new_star.pl to zmienne o amplitudzie zmiany jasności poniżej 1,5 magnitudo. Tylko 7 gwiazd zmieniło swoją jasność o wartość większą niż 4 magnitudo. Rysunek 5.30 Rozkład amplitud zmienności dla gwiazd wyselekcjonowanych przez programy do_search_new_star.pl i do_search_current_night.pl 5.4 Tło Do tabeli novaevents za pomocą programu do_novaevents.pl zostało wpisanych w sumie 114680 obiektów. Z tej ilości program do_search_new_star.pl wyselekcjonował 555 przypadków gwiazd pojawiających się pięciokrotnie w ciągu 30 kolejnych dni. Gwiazdy te, po połączeniu z bazą danych scan, za pomocą skryptu PHP, zostały umieszczone w tabeli Nove 82 list na stronie internetowej http://grb.fuw.edu.pl/pi0/user/kkrupska. W kolejnym kroku gwiazdy te zostały przeze mnie zidentyfikowane na podstawie ich krzywych blasku. Wielką trudnością jest określenie charakterystyki gwiazdy mając do dyspozycji tylko kilka jej pomiarów. W tym celu pod krzywą blasku zostały umieszczone linki do baz projektów ASAS, Gcvs, Tycho i SIMBAD. Dopiero porównanie współrzędnych niebieskich obiektu i jego jasności z danymi zawartymi w tych bazach umożliwia dokładną interpretację zachowania znalezionej gwiazdy. Niestety nie jest to łatwa procedura. Często spotykałam się z ciekawym zachowaniem krzywej blasku pochodzącej z bazy scan, lecz nie znalazłam jej potwierdzenia w innych bazach danych. W celu zachowania jak największej wiarygodności wyników traktowałam taką gwiazdę po prostu jako tło. Dodatkową trudnością przy identyfikacji wyselekcjonowanych przez program do_search_new_star.pl gwiazd jest częsty brak dokładnych informacji w największej bazie danych gwiazd – w bazie SIMBAD. Często jedyną informacją o gwieździe są jej współrzędne niebieskie bez podania wielkości gwiazdowej, a przy opisie gwiazd zmiennych nie ma danych dotyczących okresu zmienności. Właśnie na takie problemy natrafiłam najczęściej podczas analizy gwiazd znajdujących się w Nove list. Dzięki zamieszczonym w tabeli wycinkom zdjęć pól, na których znajdują się gwiazdy, możliwe jest także odrzucenie przypadków występowania fluktuacji na chipie. Kilkakrotnie do przypadków tła zakwalifikowałam „gwiazdy”, które okazały się być wyraźnymi, białymi pikselami uporczywie występującymi w tej samej pozycji. Często przyczyną powstania błędnej informacji o gwieździe było połączenie takich pikseli oraz występowanie na zdjęciach chmur. Dodatkowo za przyczynę powstawania tła odpowiedzialne są fluktuacje jasności gwiazd stałych o jasności około 11 magnitudo. Jest to graniczna jasność, z jaką rozpoznawane są gwiazdy na pojedynczych klatkach, co powoduje, że często takie gwiazdy stałe zostają dodane do bazy projektu „π of the Sky” dopiero po kilku, a nawet kilkunastu obserwacjach pola na jakim występują. Prowadzi to do oznaczenia ich jako gwiazd nowych i wpisania do tabeli novaevents, a następnie wyselekcjonowania przez program do_search_new_star.pl. Właśnie gwiazdy stałe stanowią największy odsetek tła w pierwszych trzech miesiącach analizy. Wszystkie te sytuacje wpływają na występowanie dużego tła, lecz należy zaznaczyć w tym miejscu, że nie można w całości określić go jako bezużytecznego. Możliwe jest, 83 że znajduje się w nim jeszcze dużo gwiazd zmiennych, czy nowych, które nie są zamieszczone w bazach ASAS, Gcvs i Tycho lub nie jest możliwa ich dokładna identyfikacja w bazie projektu SIMBAD. Rysunek 5.31 Liczba obiektów zakwalifikowanych do tła dla poszczególnych miesięcy obserwacji 250 gwiazdy zmienne i nowe tło liczba obiektów 200 150 100 50 0 grudzień 2004 styczeń 2005 luty 2005 marzec 2005 kwiecień 2005 maj 2005 miesiąc obserwacji Rysunek 5.32 Udział gwiazd nowych i zmiennych w ogólnej liczbie wyselekcjonowanych przez program do_search_new_star.pl obiektów. Tło stanowi 93% wszystkich otrzymanych wyników. Wielkość ta nie jest stała, lecz znacznie różni się dla poszczególnych miesięcy obserwacji. Dla początkowych dwóch miesięcy tło stanowiło ponad 90%. W kolejnych miesiącach wartość ta systematycznie się obniżała. 84 Rysunek 5.33 Procentowy udział tła w otrzymanych z programu do_search_new_star.pl wynikach Badając amplitudę przyporządkowanych do tła obiektów okazało się, że aż 72% z nich zmieniało swoją jasność w granicach od 0 do 0,6 magnitudo. Rysunek 5.34 Histogram przedstawiający zidentyfikowanych jako tło pomiarów rozkład amplitudy zmiany jasności obiektów Stosując w programie selekcjonującym nowe dodatkowe cięcie wymagające, aby amplituda zmiany jasności była większa od 0,6 magnitudo odrzuconych zostało by 42% gwiazd zmiennych, w tym także odnaleziona gwiazda nowa i Neptun. Odrzucenie przypadków z tabeli New list, dla których amplituda jest mniejsza niż 0,45 magnitudo 85 pozwoliłoby na pozostawienie nowej i zmniejszenie udziału tła o 57%. Przy tak wykonanym cięciu nadal pozostałoby 64% z odnalezionych do tej pory gwiazd zmiennych. W celu ustalenia optymalnego parametru, który mógłby posłużyć do efektywnego odrzucania tła, należy przeprowadzić dalszą analizę dla kolejnych miesięcy obserwacji. Z każdym miesiącem analizy procentowy udział tła spada gwałtownie (w szóstym miesiącu tło stanowiły już tylko 3 przypadki z 8 wyselekcjonowanych gwiazd) i możliwe, że ta tendencja utrzyma się. Wcześniejszy, olbrzymi udział tła w wyselekcjonowanych gwiazdach spowodowany był wpisywaniem do tabeli novaevents gwiazd stałych o jasnościach w granicach 10-11 magnitudo. Innym sposobem zmniejszenia tła bez ryzyka odrzucenia ciekawych przypadków jest zaimportowanie do bazy scan informacji na temat gwiazd stałych, dzięki czemu, podczas wypełniania tabeli novaevents nie będą wpisywane takie gwiazdy nawet podczas ich pierwszej obserwacji na zdjęciach pochodzących ze skanów wieczornych i porannych. 86 Podsumowanie Podczas mojej pracy zaprojektowałam i wykonałam automatyczny system wyszukiwania gwiazd nowych z danych pochodzących ze skanów wieczornych i porannych projektu „π of the Sky”. System został przetestowany na danych obejmujących półroczny okres ciągłych obserwacji. Analiza otrzymanych danych potwierdziła poprawne działanie oprogramowania. Programy wyselekcjonowały poprawnie jedną gwiazdę nową SV 5115 Sgr, przesuwającego się po orbicie Neptuna oraz 37 gwiazd zmiennych. System działa w pełni automatycznie, jedynie ostateczna selekcja otrzymanych przypadków wymaga udziału człowieka. Oprogramowanie to zostanie wcielone do codziennej analizy zdjęć skanów. 87 Bibliografia [1] [2] [3] [4] [5] [6] [7] [8] [9] [10] [11] [12] [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] [20] [21] [22] [23] [24] [25] [26] [27] J. Bonnelli, A Brief History of the Discovery of Cosmic Gamma-Ray Bursts, http://antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltest/jbonnell/www/grbhist.html Govert Schilling, Flash! The hunt for the biggest explosions in the universe, Cambridge University Press, 2002 http://www.republika.pl/blyskigamma/ Wikipedia, http://pl.wikipedia.org/ NASA, http://cossc.gsfc.nasa.gov/docs/cgro/ http://www.asdc.asi.it/bepposax/ Stanisław Bajtlik, Hipernowe i Magnetary, Wiedza i Życie, nr 1/1999 Najjaśniejszy błysk gamma, URANIA - Postępy Astronomii, 4/1999 Oficjalna strona eksperymentu ROTSE, http://www.rotse.net/ Gamma-Ray Bursts A BRIEF HISTORY, NASA, http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/GRB_history.pdf Oficjalna strona eksperymentu HETE, http://space.mit.edu/HETE/ Agnieszka Janiuk, INTGRAL obserwuje wszechświat, URANIA - Postępy astronomii, nr 3/2004 Lisa R. Johnston, Nowa klasa wybuchów promieniowania gamma o małej jasności, SKY and telescope, sierpień 2004 Magdalena Siemieniak, SWIFT na tropie rozbłysków gamma, URANIA - Postępy astronomii, nr 5/2003 Oficjalna strona projektu SWIFT, http://swift.gsfc.nasa.gov Oficjalna stronie sieci GCN, http://gcn.gsfc.nasa.gov/ B. Paczyński, P. Heansel, Gamma-Ray Bursts from quark stars, Los Alamos Library, http://xxx.arxiv.org/abs/astro-ph/0502297 http://www.fairchildimaging.com/ G. Wrochna, Sprawozdanie merytoryczne z realizacji projektu badawczego Badanie błysków optycznych towarzyszących rozbłyskom gamma, listopad 2004 Grant 1 P03B 103 29 złożony 31.1.2005 (T.Wibig), Poszukiwanie koincydencji wielkich pęków atmosferycznych z błyskami gamma i ich odpowiednikami optycznymi Sprawozdanie merytoryczne z realizacji projektu badawczego 2 P03B 038 25, Badanie błysków optycznych towarzyszących rozbłyskom gamma Główne typy gwiazd zmiennych, http://www.free.polbox.pl/w/wronkiab/ ORION, Serwis Edukacyjny Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, Niezbędnik astronomiczny, http://orion.pta.edu.pl/astroex/toolkit/ Encyklopedia PWN, http://encyklopedia.pwn.pl Józef Smak, Gwiazdy nowe, Delta 05/1976 Katarzyna Kwiecińska, System wyznaczania jasności gwiazd w eksperymencie „π of the Sky” , Uniwersytet Kardynała Stefana Wyszyńskiego, Szkoła Nauk Ścisłych, praca magisterska, 2005 AAVSO ALERT NOTICE 316 (March 30, 2005), http://www.aavso.org/publications/alerts/alert316.shtml 88 Słownik astrometria autoguiding transformacja współrzędnych instrumentalnych x,y pochodzących z chipu na współrzędne astronomiczne (ra, dec) formuła samoprowadzenia montażu. Służy ona korekcie prędkości montażu dzięki danym o jego pozycji otrzymanym z astrometrii gwiazdy o bardzo małych promieniach (~0,01 pr. Słońca), wysyłające od 100 tys. do 10 tys. razy mniej energii niż Słońce. Temperatura na powierzchni wynosi około 4000–60000 K. Białe karły są jednym z końcowych etapów ewolucji gwiazd [23]. W białych karłach nie zachodzą już procesy jądrowe, a jedynym źródłem wysyłanej przez białe karły nie energii jest proces stygnięcia, który może trwać od kilkuset mln do kilku mld lat. Maksymalna masa, jaką obiekt może osiągnąć wynosi ok. 1,4 masy Słońca, a po jej przekroczeniu, biały karzeł wybucha jako supernowa i przeradza się w gwiazdę neutronową. Po kilkuset miliardach lat temperatura białego karła obniża się do tego stopnia, że przestaje on być widoczny - staje się czarnym karłem. Common Object Request Broker Architecture - standard uniwersalnej architektury służącej do komunikacji obiektów rozproszonych CORBA wprowadzony przez OMG Podstawowym celem jest (Object umożliwienie Management komunikacji Group). między odległymi i niekompatybilnymi systemami pracującymi na różnych platformach sprzętowych i programowych DAQ Data Aquisition System - systemem akwizycji danych ciemna klatka otrzymana poprzez naświetlenie w takich samych dark flat warunkach jak klatka surowa (temperatura, czas ekspozycji), lecz przy zamkniętej migawce jednostka układu astronomicznego, określająca położenie ciała w obydwu układach równikowych: równonocnym i godzinnym, deklinacja zdefiniowana jako kąt pomiędzy kierunkiem poprowadzonym od obserwatora do obiektu, a płaszczyzną równika niebieskiego. Obiekty położone na północnej półkuli nieba mają deklinację dodatnią (od 0° 89 do 90°), a na południowej ujemną (od 0° do -90°).[4]. flat field fotometria FOV klatka utworzona na podstawie sumy kilku klatek, pozwalająca na uzyskanie jednorodności w rozkładzie jasności obiektywu proces polegający na odnalezieniu na otrzymanych klatkach gwiazd oraz odczytaniu ich jasności i pozycji (x,y) na chipie (ang. field of view) – pole widzenia (ang. Gamma Ray Bursts Coordinate Network), koordynacyjna sieć obserwacji rozbłysków γ, mająca za zadanie rozsyłanie informacji o GCN współrzędnych zaobserwowanego błysku do wszystkich podłączonych jednostek, a także wysyłanie raportów sporządzonych przez obserwatorów naziemnych (ang. GRB Gamma Ray Burst) wysoko-energetyczne błyski promieniowania γ pochodzenia pozagalaktycznego o bardzo krótkim czasie trwania (średnio od 0.01 do 100s) gwiazda, która na skutek wybuchu gwałtownie zwiększa swoją gwiazda nowa jasność (o 7 – 15 magnitudo), a po początkowym, bardzo szybkim wzroście jasności następuje jej powolny spadek. Gwiazda nowa należy do układu gwiazd podwójnych. katalog 118218 gwiazd, stworzony przez satelitę Hipparcos, wystrzelonego w roku 1989 roku przez Europejską Agencję katalog Kosmiczną. Satelita ten miał za zadanie zebrać dane o paralaksach Hipparcosa gwiazd (zaczynając od magnitudo 10) oraz dostarczyć dokładne pomiary odległości kilkudziesięciu tysięcy gwiazd (do 1000 lat świetnych).. normalizacja jasności aparaturowych wyliczonych w procesie katalogowanie fotometrii, a następnie przypisanie otrzymanych danych do poszczególnych pomiarów w plikach astrometrii jednostka jasności gwiazdowej. Jest to jednostka wprowadzona przez Ptolemeusza ok. 140 r. n.e., ale prawdopodobnie wynaleziona przez magnitudo Hipparcha. Jest to skala odwrócona, czyli im jaśniejsza jest gwiazda tym niższa jej wielkość gwiazdowa. Gwiazdy obserwowane gołym okiem mają jasność poniżej 8m. 90 Słońce -26m Wenus -4 m Gwiazdy Wielkiego Wozu +2 m Granica fotografowanych gwiazd przez teleskop 40 cm +21m ruchoma montaż platforma, na której umieszczone są obiektywy fotograficzne, pozwalająca na skierowanie obiektywów w dowolny punkt nieba uwzględniając ruch obrotowy Ziemi zbiór procedur, którym poddawane są otrzymane zdjęcia nieba: pipeline redukcja, fotometria, astrometria, katalogowanie i wizualizacja wyników redukcja przygotowanie klatki do dalszych procesów poprzez odjęcie od niej dark flat’a oraz podzielenie jej przez flat field jednostka układu astronomicznego, zdefiniowana jako kąt dwuścienny pomiędzy płaszczyzną południka równonocny wiosennej (rektascensja równa 0h), a płaszczyzną południka obiektu. Rektascensję nalicza się rektascensja w kierunku na wschód, zgodnym z rocznym ruchem Słońca. Przyjmuje ona wartości z zakresu od 0h do 24h. Współrzędna ta nie ulega zmianie na skutek ruchu obrotowego Ziemi, jak w przypadku kąta [4] skan trygger proces fotografowania całego nieba (po trzy zdjęcia dla każdego z dostępnych danej nocy pól) informacja na temat zaobserwowanego błysku, rozsyłana przez/do użytkowników sieci GCN umowny czas słoneczny, obowiązujący dla zerowego południka, od UT którego liczymy różnice dla czasów strefowych, i który stanowi podstawę różnych obliczeń dla czasów lokalnych 91
