Fotografia na okładce przedstawia małe teleskopy projektów PROMPT, LCOGT i MACHO na górze Cerro Tololo w Chile. (fot. M. Siwak).

Transkrypt

1 WYKORZYSTANIE MAŁYCH TELESKOPÓW 2013 i

2 Fotografia na okładce przedstawia małe teleskopy projektów PROMPT, LCOGT i MACHO na górze Cerro Tololo w Chile. (fot. M. Siwak). ii

3 BIBLIOTEKA URANII NR 30 WYKORZYSTANIE MAŁYCH TELESKOPÓW 2013 MATERIAŁY KONFERENCJI, KRAKÓW - KONINKI MAJA 2013 pod redakcj a Katarzyny Bajan, Waldemara Ogłozy, Grzegorza Stachowskiego i Bartłomieja Zakrzewskiego UNIWERSYTET PEDAGOGICZNY POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE POLSKIE TOWARZYSTWO MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII Kraków 2014 iii

4 PL ISSN Redaktor wydawnictwa PTMA Krzysztof Ziołkowski Redaktor Katarzyna Bajan BIBLIOTEKA URANII NR 30 Wszelkie prawa zastrzeżone. Kopiowanie lub przedruk niniejszej publikacji lub jej czȩści jest możliwe wył acznie za pisemn a zgod a Wydawcy. Copyright c 2014 by Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie and Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii Druk: Drukarnia Cyfrowa KSERKOP, ul. Mazowiecka 60, Krakòw iv

5 Spis treści Przedmowa i 25 lat działalności Obserwatorium Astronomicznego na Suhorze 3 Jerzy M. Kreiner, Bartłomiej Zakrzewski Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST 9 Michał Siwak Obserwacje jasnych gwiazd przez filtr szary 25 Grzegorz Stachowski Gaia and small telescopes 33 Łukasz Wyrzykowski Globalny Teleskop Astrofizyczny 43 Krzysztof Kamiński, Wojciech Dimitrow, Monika Fagas i inni Pi of the Sky. Roboty w badaniach astrofizycznych 49 A. Ćwiek, T. Batsch, H. Czyrkowski i inni Rantiga Osservatorio. Poszukiwania komet i planetoid za pośrednictwem zdalnie sterowanego teleskopu 59 Michał Żołnowski, Michał Kusiak v

6 vi Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013 Astrobazy w województwie lubuskim 67 Michał Żejmo Sieć astrobaz jako narzędzie w obserwacji zjawisk zakryciowych 77 Henryka Netzel Test optyczny teleskopu PlaneWave CDK Marcin Cikała Problemy korekcji prądu ciemnego w systemach CCD małych teleskopów 99 Adam Popowicz JAstroCam - narzędzie do zbierania danych z CCD 107 Marek Budyn Program obserwacyjny dla małego teleskopu 121 Paweł Kankiewicz Naprawdę tania fotometria 129 Arkadiusz Olech, Magda Otulakowska-Hypka Obserwacje śmieci kosmicznych przy pomocy teleskopu Meade 35 cm 135 Remigiusz Pospieszyński Zaćmienie AZ Cas Wstępne wyniki kampanii fotometrycznej i spektroskopowej 139 Cezary Gałan Obserwacje fotometryczne w Narodowym Obserwatorium Tureckim 151 Artur Rutkowski

7 Spis tresci vii Obserwacje układu kataklizmicznego V795 Her w OA UJ 161 Paulina Sowicka, Justyna Put, Dorota Kozieł-Wierzbowska, Artur Rutkowski Superwybuch HT Cas wyniki obserwacji z małych teleskopów 165 Karolina Bąkowska, Arkadiusz Olech Fourier analysis of ASAS light-curves of eclipsing binaries 171 J. Nedoroščík, M. Vaňko, T. Pribulla Short-period Kepler exoplanet candidates: search for cometlike tails and orbital period variations 177 Zoltan Garai Discussion of results obtained by the Kwee-van Woerden method 185 Z. Mikulášek, J. Janík, M. Chrastina, J. Liška, M. Zejda Lista Uczestników Konferencji Wykorzystanie Małych Teleskopów Program Konferencji Wykorzystanie Małych Teleskopów Lista Posterów Konferencji Wykorzystanie Małych Teleskopów

8 Przedmowa Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013 to konferencja, która na dobre zadomowiła się w polskim środowisku astronomicznym. Po Kielcach, Opolu i Kruszwicy kolejnym jej gospodarzem był Kraków. Okazją do zorganizowania sesji w Krakowie i Koninkach był jubileusz 25-lecia prowadzenia obserwacji fotometrycznych w Obserwatorium na Suhorze. Przyjęta definicja małego teleskopu (średnica do 200 cm) oznacza, że w konferencji mogli uczestniczyć zarówno przedstawiciele wszystkich polskich ośrodków astronomicznych, w tym zespoły naukowe teleskopów satelitarnych, jak i zaawansowani amatorzy. Spotkania takie stwarzają okazję do wymiany doświadczeń, prezentacji planów badawczych i wyników obserwacji. Udział w takim wydarzeniu jest szczególnie ważny dla studentów, doktorantów oraz pracowników małych instytucji. Po raz pierwszy w konferencji Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013 uczestniczyli goście z zagranicy, w tym z Czech, Słowacji, Ukrainy i Węgier. Pragnę serdecznie podziękować wszystkim uczestnikom za ich udział, przedstawione prelekcje i plakaty. To Wasze liczne uczestnictwo nadało konferencji sens! Dziękuję osobom i instytucjom, które włączyły się do organizacji spotkania, przede wszystkim członkom lokalnego i naukowego komitetu organizacyjnego, pracownikom Uniwersytetu Pedagogicznego oraz ośrodka Ostoja Górska w Koninkach. Konferencję Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013 udało się zorganizować między innymi dzięki wsparciu Ministerstwa Nauki i Szkolnictwa Wyższego, Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii oraz Funduszu im. Tadeusza Jarzębowskiego, którego działalność naukowa związana była z jednym z omawianych tematów. Doc. dr Tadeusz Jarzębowski ( ) był w latach 50-tych inicjai

9 ii Wykorzystanie małych teleskopów 2013 torem fotometrii fotoelektrycznej gwiazd zmiennych. Na podstawie wieloletnich, własnych obserwacji fotoelektrycznych gwiazd magnetycznych dowiódł, że nawet niewielkimi teleskopami, przy ograniczonych środkach finansowych, można w Polsce uzyskać wartościowe wyniki, które później są cytowane w literaturze naukowej. Był także członkiem Międzynarodowej Unii Astronomicznej oraz Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, przez które w 2004 r. został nagrodzony Medalem im. prof. Włodzimierza Zonna. Waldemar Ogłoza

10 25 lat działalności Obserwatorium Astronomicznego na Suhorze Jerzy M. Kreiner, Bartłomiej Zakrzewski Katedra Astronomii, Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie, Podchorążych 2, Kraków, Polska bzak@astro.as.up.krakow.pl Inicjatywa budowy nowego obserwatorium astronomicznego wypłynęła od jednego z autorów niniejszego artykułu (JMK) z początkiem 1983 roku. Ideę tę podjęły Władze krakowskiej Wyższej Szkoły Pedagogicznej (obecnie: Uniwersytetu Pedagogicznego im. Komisji Edukacji Narodowej), które w planowanym Obserwatorium dostrzegły szansę nie tylko na prowadzenie prac badawczych w nowej, nieobecnej dotąd, dyscyplinie naukowej, ale także miejsce dla ambitnego kształcenia przyszłych nauczycieli fizyki i astronomii. Prace projektowe poprzedziła wizja lokalna w kilku pasmach górskich, m. in. w Beskidzie Śląskim, Beskidzie Małym, Beskidzie Sądeckim oraz w Gorcach. Wykluczono rejon Tatr i Babiej Góry, ze względu na częste występowanie w tych partiach górskich, szczególnie latem, lokalnego zachmurzenia i burz. Ostateczny wybór padł na Suhorę, wzniesienie w Gorcach, w pobliżu Koninek i Poręby Wielkiej, na północny zachód od najwyższego szczytu gorczańskiego - Turbacza. Wybrana lokalizacja spełniała podstawowe warunki niezbędne do prowadzenia profesjonalnych obserwacji astronomicznych: Suhora była wystarczająco oddalona od pobliskich miejscowości (Poręba Wielka, Poręba Górna, Niedźwiedź, Olszówka, Rabka Zdrój, Skomielna Biała, Nowy Targ), aby światła nie przeszkadzały w obserwacjach. W promieniu kilkudziesięciu kilometrów nie było również większych zakładów przemysłowych. W otoczeniu wierzchołka nie zauważono tzw. świerków sztandarowych, co świadczyło o braku silnych wiatrów wiejących z jednego kierunku. Ponadto Suhora jest górą na tyle wysoką (1000 m n.p.m.), że w okresie jesienno-zimowym jej wierzchołek bardzo często wznosi się ponad warstwę inwersji tempera- 3

11 4 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 tury, występującej w tym rejonie Gorców na wysokości około m n.p.m. W wyniku analizy danych z lat ze stacji meteorologicznych położonych w tej części Gorców (Mszana Dolna, Obidowa, Turbacz) oraz, po porównaniu tych danych z wynikami obserwacji meteorologicznych w Krakowie, stwierdzono, że, średnio rzecz biorąc, na Suhorze należy się spodziewać aż około 60% większej liczby bezchmurnych nocy niż w Krakowie. Wyniki tych badań zostały potwierdzone w trakcie ponad 25 lat działalności Obserwatorium. Za wyborem miejsca pod przyszłe Obserwatorium przemawiała również zbudowana już kolej linowa na pobliski Tobołów (934 m n.p.m.) oraz leśna droga pozwalająca na transport samochodem terenowym materiałów budowlanych i sprzętu na szczyt Suhory. W górnej stacji kolei znajdowała się stacja transformatorowa, co znacznie ułatwiło doprowadzenie do Obserwatorium energii elektrycznej. Kilkaset metrów od dolnej stacji kolei linowej był przystanek PKS, z którego kilka razy dziennie odjeżdżały autobusy bezpośrednim kursem do Krakowa. Lata poświęcone były głównie na załatwienie skomplikowanych spraw związanych z zakupieniem działki od prywatnego właściciela. W tym czasie zaprojektowany został budynek i wybrany wykonawca. Prace budowlane na szczycie rozpoczęły się wiosną 1986 roku i do jesieni postawiono budynek w stanie surowym. Po długiej i śnieżnej zimie, w maju 1987 roku, rozpoczęto montaż kopuły, a we wrześniu ekipa z firmy Carl Zeiss Jena zmontowała teleskop zwierciadłowy w układzie Cassegraina o średnicy 600 mm i ogniskowej 7500 mm. Pierwsze spojrzenie na niebo i ostateczne wyregulowanie teleskopu miało miejsce 4 października 1987 r. Wtedy też wykonane zostały pierwsze zdjęcia (Jowisza i Księżyca). Oficjalne otwarcie Obserwatorium nastąpiło w dniu 5 listopada W uroczystości tej uczestniczyła liczna grupa przedstawicieli niemal wszystkich polskich instytucji astronomicznych, wykonawców, miejscowych władz oraz pracowników Wyższej Szkoły Pedagogicznej w Krakowie. - Niech ten obiekt będzie spojrzeniem w XXI wiek - tymi słowami Rektor Uczelni Profesor Mieczysław Rozmus przekazał obiekt w użytkowanie zespołowi pracowników ówczesnego Zakładu (obecnie Katedry) Astronomii. Pierwsze miesiące pracy w Obserwatorium to przede wszystkim szczegółowa kontrola pracy teleskopu, w szczególności jego mechanizmu prowadzącego. Równocześnie kończono prace związane z konstrukcją jednokanałowego fotometru fotoelektrycznego. Wstępne informacje na jego temat zostały zaprezentowane jeszcze przed uroczystym otwarciem. W maju 1987 roku Zakład Astronomii WSP zorganizował dwudniową konferencję Fotometry fotoelektryczne, rejestracja i opracowanie danych fotometrycznych, podczas której przedstawiono m. in. zarysy projektu przyszłego fotometru dla Suhory [11]. Pierwsze obserwacje fotometryczne na Suhorze przeprowadzono

12 25 lat działalności Obserwatorium Astronomicznego na Suhorze 5 15 lutego 1988 roku. Detektorem był fotometr jednokanałowy z fotopowielaczem EMI 9865B. Rejestracja danych odbywała się za pomocą komputera Commodore 64 i, równolegle, na taśmie papierowej samopisu. Jeszcze w tym samym roku ukazała się pierwsza publikacja opracowana na podstawie tych obserwacji [7]. Po zaledwie kilku miesiącach, od lipca 1988 roku, na Suhorze nastąpił znaczny postęp w dziedzinie aparatury. Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego użyczyło dwukanałowy fotometr fotoelektryczny, otrzymany wcześniej z ESO dzięki inicjatywie prof. Edwarda H. Geyera z Uniwersytetu w Bonn. Równolegle rozpoczęte zostały prace nad projektowaniem i budową własnego fotometru dwukanałowego [3]. Mniej-więcej w tym samym czasie podjęte zostały starania o zakup pierwszej kamery CCD. Dzięki dofinansowaniu przyznanemu przez Komitet Badań Naukowych zakupiona została kamera Star I firmy Photometrics [5]. Latem 1991 roku nowy fotometr wraz z wbudowaną kamerą CCD rozpoczęły pracę. Pierwsze zdjęcia CCD wykonano 1 września tego roku. Były to jedne z pierwszych obserwacji CCD w Polsce. Tylko Obserwatorium Astronomiczne UW w Ostrowiku wyprzedziło Suhorę o kilka tygodni. Do precyzyjnego prowadzenia teleskopu opracowany i wdrożony został oryginalny system autoguidingu działający w oparciu o system analizy obrazu uzyskiwanego za pomocą czułej kamery telewizyjnej [6]. W następnych latach obserwacje fotoelektryczne prowadzone były zarówno jedną jak i drugą metodą. Aparatura detekcyjna w obydwu przypadkach była regularnie unowocześniana. Kolejny fotometr (trójkanałowy) zbudowany został w 2002 roku przez zespół z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu w Wilnie. Następne, coraz bardziej nowoczesne kamery CCD zostały kupione kolejno w 1999 r. (PixelView), 2003 (SBIG ST10XME), 2007 (Apogee Alta U47) i 2013 (Apogee Aspen). Ważnym wydarzeniem była modyfikacja konstrukcji teleskopu wprowadzona w 2011 roku. Dzięki niej możliwe było przeniesienie kamery CCD do ogniska głównego. Uzyskano w wyniku tego powiększenie pola widzenia oraz zwiększenie zasięgu teleskopu. W tym samym roku wprowadzono system automatycznego obrotu kopuły podnoszący znacznie komfort pracy obserwatora. Równocześnie z rozwojem aparatury miał miejsce szybki postęp w dziedzinie komputeryzacji Obserwatorium. Pierwszy komputer PC XT pojawił się we wrześniu 1988 roku. Fotometr dwukanałowy połączony z kamerą CCD wymusił rozdział pracy na kilka komputerów. Jeden z nich nadzorował działanie teleskopu, w tym gromadzenie danych z fotometru. Drugi sterował pracą kamery CCD i służył do rejestrowania danych. Kolejny przeznaczony był do współpracy z autoguiderem. Podział taki jest, w zarysie, zachowany do chwili obecnej. Do tego dochodzi komputer służący do opracowywania danych obserwacyjnych oraz kolejny, który dzięki sygnałowi

13 6 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 z systemu GPS, pełni rolę wzorca czasu. Podstawową tematyką badawczą Obserwatorium na Suhorze, realizowaną od początku jego funkcjonowania, jest fotometria gwiazd zaćmieniowych. Dzięki analizie numerycznej zebranych danych powstał m. in. zestaw kilkudziesięciu modeli układów kontaktowych, co przyczyniło się do lepszego poznania zagadnień ewolucyjnych takich układów Dane z obserwacji fotometrycznych wykorzystywane były i nadal są do wyznaczania momentów minimów gwiazd zaćmieniowych [2]. Stanowią one ważne uzupełnienie bazy danych minimów takich gwiazd gromadzonych w Katedrze Astronomii od ponad 20 lat. Kolejna tematyka to fotometria gwiazd pulsujących, która umożliwia wyznaczanie wartości modów pulsacji oraz ich stabilności w długich przedziałach czasu. Od kilku lat prowadzone były i nadal są obserwacje obiektów pozagalaktycznych (aktywnych jąder galaktyk i kwazarów) [10] wykazujących zmiany jasności w zakresie optycznym. Na Suhorze prowadzono również kilkakrotnie obserwacje komet. W ostatnim czasie rozpoczęto też fotometrię planetoid. Program naukowy Obserwatorium na Suhorze jest szeroko znany w świecie, m. in. dzięki udziałowi w różnych międzynarodowych programach badawczych. Od 1990 roku Obserwatorium zostało włączone do sieci The Whole Earth Telescope (WET), która niedawno zmieniła nazwę na DARC (np. [8]). W tym programie bierze udział około 20 placówek astronomicznych z całego świata. Najważniejszym obiektem zainteresowań są tam gwiazdy zmienne na późnych stadiach ewolucji, przede wszystkim pulsujące białe karły, ale także podkarły i jądra mgławic planetarnych. W kilku tego typu międzynarodowych programach Obserwatorium na Suhorze pełniło lub pełni nadal rolę koordynatora. Tak jest np. z prowadzonym od kilku lat międzynarodowym programem obserwacyjnym aktywnej galaktyki OJ 287 czy zakończoną już kilka lat temu pięcioletnią kampanią obserwacyjną pulsującego podkarła Balloon [1]. Z końcem sierpnia 2013 roku do programu badawczego Obserwatorium na Suhorze dołączono obserwacje fotometryczne jasnych gwiazd. Dla realizacji tego programu, w pobliżu budynku Obserwatorium ustawiono małą kopułę o średnicy 2 m. Wewnątrz jest w pełni zautomatyzowany teleskop średnicy 20 cm. Jednym z zadań, które ma on realizować jest wielobarwna fotometria gwiazd z programu BRITE (patrz artykuł: G. Stachowski Obserwacje jasnych gwiazd przez szary filtr w niniejszej publikacji [9]). Oprócz działalności naukowej Obserwatorium jest miejscem, gdzie jest prowadzona działalność dydaktyczna i edukacyjna. Studenci fizyki Uniwersytetu Pedagogicznego odbywają tam cześć zajęć Pracowni Astronomicznej oraz prowadzą obserwacje do prac licencjackich i magisterskich. W lecie na Suhorze odbywają się specjalistyczne praktyki astronomiczne dla studentów

14 Bibliografia 7 astronomii innych polskich uniwersytetów. W wolnym czasie dyżurni obserwatorzy oprowadzają po budynku umówione wcześniej grupy gości (głównie młodzieży szkolnej), dla których wizyta w Obserwatorium Astronomicznym na Suhorze jest jedyną możliwością zetknięcia się z nowoczesnym warsztatem pracy astronoma. Bibliografia 1. A. Baran et al. The pulsating hot subdwarf Balloon : results of the 2005 multisite campaign. MNRAS, 392, 1092, (2009). 2. J. M. Kreiner. Up-to-Date Linear Elements of Eclipsing Binaries. Acta Astronomica, 54, 207, (2004). 3. J. M. Kreiner et al. Dual-channel photometer - CCD camera systems at the Mt. Suhora Observatory. W I. Elliott and C. J. Butler, red., Poster Proceedings of the IAU Colloquium No. 136 held in Dublin, Ireland, 4-7 August, page 80, (1993). 4. J. M. Kreiner et al. The W UMa-type Stars program: First results, current status and perspectives. Ap&SpSci, 304, 71, (2006). 5. J. Krzesiński. Kamera CCD w Obserwatorium na Suhorze. Urania (Krakow), 63, 5 7, (1992). 6. J. Krzesiński and K. Wojcik. Multi-task guiding system of the Mt. Suhora Observatory. A&A, 280, 338, (1993). 7. G. Pajdosz and S. Zoła. New elements of CK Boo. IBVS, 3251, 1, (1988). 8. J. L. Provencal et al. Empirical determination of convection parameters in White Dwarfs. I. Whole Earth Telescope observations of EC ApJ, 3751, 91, (2012). 9. G. Stachowski. Obserwacje jasnych gwiazd przez szary filtr. niniejsza publikacja. 10. M. J. Valtonen et al. A massive binary black-hole system in OJ287 and a test of general relativity. Nature, 452, 851, (2008). 11. B. Zakrzewski. Fotometry fotoelektryczne, rejestracja i opracowanie danych fotometrycznych. Ogólnopolskie Seminarium Fotometryczne, Kraków, V Urania, 59(7), 194, (1987).

15 8 Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013

16 Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST Michał Siwak, Waldemar Ogłoza, Marek Dróżdż, Maciej Winiarski oraz MOST team: Jaymie M. Matthews, David B. Guenther, Rainer Kuschnig, Anthony F. J. Moffat, Jason F. Rowe, Sławek M. Ruciński, Dimitar Sasselov, Werner W. Weiss Katedra Astronomii Uniwersytetu Pedagogicznego, ul. Podchorążych 2, Kraków, siwak@astro.as.up.krakow.pl 1 Wstęp Satelita MOST (Microvariability and Oscillation of STars) to pierwszy teleskop kosmiczny, przeznaczony do wykonywania ciągłej fotometrii gwiazd leżących w tzw. Strefie Ciągłej Widoczności. Krąży on po orbicie okołobiegunowej dzięki czemu strefa ta pokrywa pas ekliptyczny i w zależności od rektascensji obszar powyżej i poniżej tego pasa, pozwalając wówczas jednak tylko na obserwacje przez pewną część okresu orbitalnego, równego 101 minut. Teleskop ten wysłała Kanadyjska Agencja Kosmiczna, szefem zespołu naukowego jest prof. Jaymie Matthews z Vancouver, a w skład zespołu naukowego wchodzi m.in. prof. Sławek Ruciński, który to wymyślił koncepcję tego satelity i uzyskał finansowanie tego projektu. Teleskop jest w systemie Rumak-Maksutov, ma średnicę 15 cm i ogniskową 90 cm. Kamera CCD pozwala na obserwacje obszaru L-kształtnego o największym rozmiarze 1 stopnia - część pola widzenia kamery CCD (narożnik) wypełniony jest soczewkami Fabry przeznaczonymi do wykonywania obserwacji gwiazd najjaśniejszych z precyzją co najmniej 0,001 mag. 9

17 10 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 Specjalny filtr przepuszcza całe promieniowanie widzialne, tj. od około 360 do 750 nm [7]. MOST przyczynił i nadal przyczynia się do poznania zmienności wielu typów gwiazd. Służy on także do obserwacji młodych obiektów gwiazdowych (Young Stellar Objects), głównie typu T Tauri, Herbig Ae/Be, jak i poszukiwania pulsacji w szeroko rozumianej kategorii Pre-Main Sequence Stars (PMS). Pierwszą klasyczną gwiazdą typu T Tauri, czyli z angielskiego Classical T Tauri-type Star (CTTS) obserwowaną przez satelitę MOST w latach 2007, 2008 i 2009 była TW Hya. Obserwacje te zainicjował jej odkrywca prof. Ruciński [24] i zostały one opublikowane w pracach Ruciński i inni [25] oraz Siwak i inni [26]. W tym samym roku autor tego artykułu jako postdoc Rucińskiego zajął się typowaniem kandydatów do kolejnych obserwacji MOST (FU Ori, Z CMa) jak i analizą bieżących obserwacji RY Tau, V410 Tau, V987 Tau, Lupus 3-14, Lupus 3-48 z 2009 i 2010 roku [27]. Analiza danych FU Ori i Z CMa choć nieco spowolniona utrzymywała się także w okresie 2 letniego bezrobocia autora po powrocie z Kanady do Polski i była finansowana z jego własnych oszczędności. Obecnie finansowana jest z grantu NCN, kierowanego przez autora artykułu. W każdym półroczu nasz zespół badania klasycznych gwiazd typu T Tauri powołany do życia w marcu 2013 r. przez Narodowe Centrum Nauki i funkcjonujący pod patronatem Katedry Astronomii Uniwersytetu Pedagogicznego zgłasza do obserwacji na satelitę MOST jedno pole zawierające co najmniej jedną jasną gwiazdę typu CTTS i obiekty leżące w polu widzenia satelity zwykle typu Herbig Ae/Be oraz weak-lined T Tauri-type Star (WTTS) późniejszy etap ewolucji CTTS, następujący po ustaniu akrecji materii z dysku. W 2012 i 2013 obserwowaliśmy AB Aur i SU Aur oraz RU Lupi i IM Lupi, pod koniec roku 2013 planujemy kolejne obserwacje FU Ori a w pierwszej połowie roku 2014 obserwacje kilku gwiazd z rejonu formowania gwiazd w Coronae Australis. Nasza lista obejmuje kilka kolejnych obiektów o jasności do 11,5-12 mag (to realny zasięg tego satelity), które będą sukcesywnie zgłaszane do obserwacji w ciągu kolejnych lat, oczywiście jeśli satelita MOST będzie nadal działał. 2 Trochę informacji ogólnych Klasyczna gwiazda typu T Tauri (CTTS) to pierwsza obserwowana w świetle widzialnym faza narodzin gwiazdy, rozpoczynająca się po odrzuceniu obłoku pyłu otaczającego protogwiazdę. Jest ona jednak nadal otoczona dyskiem protoplanetarnym, z którego ma miejsce akrecja materii na gwiazdę. W ostatnich kilkunastu latach ustalono, że akrecja plazmy z dysku na

18 Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST 11 gwiazdę zachodzi wzdłuż linii pola magnetycznego, przenikających obszar wewnętrznego dysku akrecyjnego [1] wewnętrznego albowiem najbliżej gwiazdy, w strefie magnetosfery, jest on obcinany (niszczony) przez pole magnetyczne gwiazdy. Takie zespawanie gwiazdy i dysku akrecyjnego za pomocą linii pola magnetycznego zapobiega nadmiernemu rozkręcaniu się gwiazdy podczas kontrakcji na ciąg główny, mogącemu prowadzić do jej rozerwania okres rotacji gwiazdy jest wówczas równy keplerowskiemu okresowi rotacji dysku akrecyjnego na tzw. promieniu korotacji. Innymi słowy mechanizm magnetospheric accretion polega na tym, iż w tzw. strefie przejściowej rozciągającej się od wewnętrznego promienia dysku (w praktyce bliskiemu promieniowi korotacji) do kilku-kilkunastu promieni gwiazdy ruch plazmy w dysku jest kontrolowany przez linie pola magnetycznego, które wyłapują ją i transportują ku gwieździe. Plazma ta uderzając w fotosferę, produkuje gorące plamy. Wyróżnia się akrecję zachodzącą w trybie stabilnym (materia uderza w okolice biegunów gwiazdy [23]) oraz niestabilnym (materia uderza w gwiazdę na niższych szerokościach, bliżej równika i w przypadkowych miejscach [14, 22]). Przyjęto, że gorące plamy wraz z typowo słonecznymi chłodnymi plamami odpowiadają za złożoną, wielkoskalową (amplituda rzędu 1 mag) zmienność fotometryczną CTTS. Gorące plamy są także odpowiedzialne za wiele innych osobliwych własności CTTS: nadwyżkę promieniowania ultrafioletowego i wizualnego (veiling), silne i zmienne linie emisyjne, a także wspomniane quasi-okresowości (w tym dryfujące ), przewidziane przez ostatnie 3D symulacje MHD wykonywane przez grupę Mariny Romanowej [21, 15]. Z symulacji tego zespołu wynika także kolejna bardzo ważna rzecz: tylko w przypadku gdy akrecja zachodzi w trybie stabilnym, modulacja jasności gwiazdy powodowana przez rotację gorącej plamy może mieć bezpośredni związek z prawdziwym okresem rotacji gwiazdy. Oprócz gorących plam, zaproponowano również, że za wielkoskalowe zmiany jasności obserwowane w CTTS w przedziale wizualnym mogłyby odpowiadać grube optycznie kondensacje plazmy w wewnętrznym dysku akrecyjnym, powstające przez oddziaływanie plazmy dysku z liniami pola magnetycznego[9, 25, 31, 26]. Jednakże w świetle ostatnich wyników obliczeń 3D MHD z grupy Mariny Romanowej zmiany te powstają raczej na gwieździe, chociaż istotnie odzwierciedlają okresy (częstości) keplerowskie wewnętrznego dysku akrecyjnego na skutek powiązania jęzorów materii akreowanej na fotosferę z obszarami dysku rotującego z różnymi prędkościami kątowymi, przeważnie większymi niż na wspomnianym wyżej promieniu korotacji. Jest jeszcze trzecia możliwość - w przypadku gdy CTTS jest obserwowana blisko płaszczyzny dysku, za obserwowane zmiany jasności głównie

19 12 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 Rysunek 1 T Tauri. Schemat akrecji z dysku na gwiazdę w przypadku klasycznej gwiazdy typu odpowiadają niejednorodności (warps) w dysku protoplanetarnym, produkujące nieregularne, choć zdarza się także, że i okresowe zaćmienia gwiazd (podtypy UX Ori, YY Ori), mające głębokość nawet kilka magnitud. Jedną z takich gwiazd RY Tau obserwowaliśmy w 2009 roku, jednak zaledwie 21 dniowe obserwacje były za krótkie aby stwierdzić systematyczność występowania spadków jasności delta mag HJD Rysunek 2 Krzywa zmian jasności RY Tau widzianej pod kątem 70 stopni. W jej przypadku za wielkoskalowe zmiany jasności odpowiedzialne są lokalne wybrzuszenia w dysku protoplanetarnym (z angielskiego: warps ).

20 Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST 13 3 TW HYA Zależnie od geometrii patrzenia na gwiazdę, grubości dysku protoplanetarnego czy tempa akrecji różne czynniki w różnym stopniu wpływają na obserwowane zmiany jasności każdej z gwiazd. Wg. Rucińskiego i innych [25] sytuację występującą w gwieździe TW Hya bardzo dobrze ilustruje przykład orkiestry w której różne instrumenty w różnych momentach nadają dźwięki decydujące o brzmieniu utworu w danym momencie. Ale przejdźmy do rzeczy. TW Hya to klasyczna gwiazda typu T Tauri, typu widmowego K7Ve [24], członek najbliższej Słońcu asocjacji TWA [39]. Przypuszcza się, że wiek tej gwiazdy może dochodzić do 10 milionów lat. Dowodzą tego obserwacje wykonane na falach mm i submm, wskazujące na zaawansowane stadium ewolucyjne dysku protoplanetarnego [11, 28]. Wprawdzie z analizy zmian prędkości radialnych otrzymanych z obserwacji w przedziale wizualnym Setiawan i inni [10] wywnioskowali istnienie planety odległej zaledwie 0,04AU od gwiazdy, podobne obserwacje, ale otrzymane w podczerwieni nie wykazały takich samych zmian prędkości radialnych, co może dowodzić, że zmiany te pochodzą raczej od chłodnych plam na gwieździe [29]. Mimo wielu prób, okres rotacji TW Hya nie został jednoznacznie określony (patrz dyskusja w Ruciński i inni [25]). Ze zdjęć otrzymanych na mm długościach fal przez Wilnera i innych [12] wynika, iż zewnętrzny dysk akrecyjny jest niemalże kolisty, a więc gwiazda ta powinna być widoczna od strony bieguna, a mała wartość poszerzenia rotacyjnego linii fotosferycznych v sin i = 15km s 1 [13] znakomicie potwierdza ten wniosek. Z uwagi na szybko zmienną strukturę gorących plam tj. podczas akrecji zachodzącej w trybie niestabilnym, w krzywych zmian jasności CTTS obserwowanych z góry najczęściej bezpośrednio nie obserwuje się okresu rotacji gwiazdy, tylko quasi-periodyczne zmiany jasności (tj. zmienne w skali czasowej kilku dni i/lub tygodni) lub ich brak [37, 36, 18] - podobna sytuacja występowała w krzywych jasności TW Hya z 2007, 2008 i 2009 roku. Jednakże analiza falkowa tych trzech serii obserwacji TW Hya [25, 26], pozwoliła na odkrycie wcześniej nieznanego z obserwacji i bardzo interesującego efektu: w obu pracach zgodnie ustalono istnienie oscylacyjnych zmian jasności, liniowo skracających swe okresy w przedziale od 10 do 1 dnia, przewidzianych przez trójwymiarowe symulacje MHD wykonane przez grupę Mariny Romanovej. Podobną krzywą zmian jasności oraz dryfujące quasi-okresowości wykazuje RU Lupi klasyczna gwiazda T Tauri mająca około 3 miliony lat, również widoczna od strony bieguna. Wróćmy jednak do TW Hya, która wciąż nie przestaje zaskakiwać: nie-

21 14 Wykorzystanie małych teleskopów strumien znormalizowany HJD - 2,450,000 Rysunek 3 Krzywa zmian jasności TW Hya uzyskana przez satelitę MOST w 2009 roku. Czerwone punkty to dane wykonane w filtrze V Johnsona przez instrumenty ASAS. Rysunek 4 Analiza falkowa obserwacji TW Hya z 2009 roku. Tylko obszar zawarty w trapezie ograniczonym dwoma przerywanymi liniami zawiera realistyczne okresy. Czarne kreski to dopasowanie prostych do lokalnych maksimów w diagramie falkowym dryfujących quasi-okresowości. spodziewanie krzywa tej gwiazdy wykonana przez MOST w 2011 r. charakteryzuje się znaczną regularnością: jest ona zdominowana przez okres 4,18 dnia, pochodzący od akrecji w trybie stabilnym. W świetle symulacji numerycznych MHD grupy Romanowej być może rzeczywiście zaobserwowaliśmy po raz pierwszy rzeczywistą wartość okresu rotacji tej gwiazdy!?

22 Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST RU Lup 1.4 strumien HJD - 2,456,000 Rysunek 5 Krzywa zmian jasności RU Lupi wykonana przez MOST w 2012 roku. Jej analiza falkowa również uwidacznia dryfujące quasi-okresowości podobne do tych w TW Hya. Przyszłe obserwacje satelity MOST będą próbowały to potwierdzić. Wyznaczenie okresów rotacji CTTS jest istotne w celu lepszego poznania zależności wiek gwiazdy okres rotacji dla gwiazd typu pre-main sequence. Jego późniejsze etapy są lepiej zbadane: po około 10 milionach lat, gdy materiał z dysku jest wyczerpany i okres rotacji gwiazdy przestaje być kontrolowany przez dysk, podczas dalszej kontrakcji gwiazda rozkręca się na skutek zachowania momentu pędu, wpadając w okresowości około 1-2 dni. Okresy rotacji tych gwiazd, określanych w tej fazie jako Weak-Lined T Tauri-type Stars (WTTS) są łatwe do wyznaczenia z analizy krzywych jasności, rotacyjnie modulowanych już wyłącznie przez chłodne plamy, czy też z tomografii dopplerowskiej ([27] oraz referencje w pracy, [5]), pozwalają nawet na wyznaczenie rotacji różnicowej tych gwiazd. 4 Procesy planetotwórcze Równocześnie z procesem akrecji, w dalszych częściach dysku protoplanetarnego rozpoczyna się proces formowania planet. Obecnie wyróżnia się dwa mechanizmy prowadzące do ich powstawania: disc instability [2] zachodzi na skutek grawitacyjnej fragmentacji dysku i jest efektywny w formowaniu gazowych olbrzymów w ciągu lat w zewnętrznych częściach masywnych dysków protoplanetarnych. Na podstawie ostatnich badań za bardziej

23 Wykorzystanie małych teleskopów strumien znormalizowany HJD Rysunek 6 Krzywa zmian jasności TW Hya z 2011, wykonana podczas gdy dominującym czynnikiem zmian jasności była gorąca plama powstała na skutek akrecji zachodzącej w trybie stabilnym. Okresowość 4,18 dnia jest widoczna bezpośrednio i prawdopodobnie jest ona ściśle związana z prawdziwym okresem rotacji gwiazdy. Ciemne rejony oznaczają pojedyncze orbity w których stwierdzono występowanie krótko trwających zakryć (patrz dalsza część artykułu). prawdopodobny uważa się jednak mechanizm core accretion [3] zachodzący zarówno w mniej masywnych jak i w masywnych dyskach protoplanetarnych, produkujący planety wielkości Jowisza i Saturna w czasie 3-5 mln lat. We wczesnych fazach powstawania planety te akreując gaz tworzą przerwy w dysku. Wyniki obliczeń wskazują, że oddziałując z materią dysku i innymi skalistymi ciałami planety te migrują zarówno na wewnątrz jak i zewnątrz od miejsc swoich narodzin. Ponad 90% planet które znajdą się zbyt blisko gwiazdy powinno przestać istnieć [33, 16]. Obserwacje w podczerwieni i na dalszych długościach fal pozwoliły na odkrycie dysków protoplanetarnych, w których z analizy rozkładu energii a także zdjęć otrzymanych na mikrofalach wynika istnienie wspomnianych wyżej przerw [28, 4, 20]. W przypadku gdy można wykluczyć obecność drugiego składnika w pobliżu gwiazdy, takie przerwy w dysku są pośrednimi dowodami istnienia planet. Flaherty i inni [17] zaobserwowali sezonowe zmiany rozkładu energii w LRLL 31 wskazujące, że fluktuacje te są powodowane przez planety oddziałujące z plazmą dysku. Ostatnio Kraus i Ireland [19] otrzymali zdjęcia (najprawdopodobniej) planety, powstającej w dysku LkCa15 klasycznej gwiazdy typu T Tauri. Kilka lat wcześniej sfotografowano planety wokół gwiazdy β Picto-

24 Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST 17 strumien znormalizowany V410 Tau HJD strumien znormalizowany V987 Tau HJD strumien znormalizowany Lupus HJD strumien znormaliozwany Lupus HJD Rysunek 7 Krzywe zmian jasności czterech gwiazd WTTS modulowanych przez rotację dużych chłodnych plam (typu słonecznego). W przypadku V987 Tau i Lupus 3-14 za systematyczne zmiany krzywej z okresu na okres najprawdopodobniej odpowiedzialna jest rotacja różnicowa. ris, posiadającej tzw. debris dysk. Z bezpośrednich zdjęć dysku β Pictoris wynika, że jego wewnętrzna część nie leży w jednej płaszczyźnie z częścią zewnętrzną. Powodem tego może być oddziaływanie planety lub układu

25 18 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 planet [8]. Ten typ oddziaływań we wczesnych fazach formowania układów planetarnych może wytłumaczyć, dlaczego orbity planet często bywają nachylone względem osi rotacji gwiazd, zarówno w Układzie Słonecznym jak i w innych odkrytych niedawno systemach planetarnych, na co wskazują badania tranzytów tych planet za pomocą efektu Rossitera-McLaughlina (patrz [38] oraz referencje). Ostatnio kalifornijska grupa PTF Orion Project, doniosła o odkryciu najprawdopodobniej planety o okresie orbitalnym 0,44 dnia, przechodzącej przed tarczą słabej (V=16,29 mag) gwiazdy CVSO 30, sklasyfikowanej jako WTTS [35]. Orbita tej planety jest nachylona pod kątem 62 ± 4 stopni do osi rotacji gwiazdy. Zupełnie niespodziewanie, wyjątkowo dobre pokrycie czasowe obserwacji TW Hya wykonanych przez satelitę MOST po raz czwarty w 2011 roku, pozwoliło na kolejne odkrycie: w dziewiętnastu miejscach na krzywej jasności, jasność gwiazdy spada o 2 3%, a po 5-15 minutach szybko rośnie do poprzedniego poziomu. Schematycznie pokazuje to kolejny rysunek (rys. 8) < D > strumien znormalizowany zakrycie nr.3 znormalizowane <-- d --> HJD Rysunek 8 Zakrycie numer 3 znormalizowane przez dopasowanie wielomianu 3 rzędu do lokalnych wielkoskalowych zmian jasności gwiazdy. Pod względem głębokości zaćmienia te bardzo przypominają zaćmienia powodowane przez duże gazowe planety, odkrywane w ostatnich latach wokół normalnych gwiazd, trwają jednak o wiele za krótko. Aby zrozumieć to zjawisko trzeba pamiętać, że gwiazdę tę obserwujemy praktycznie od strony bieguna. Analiza kształtu 19-tu zaćmień (długość trwania D czas trwania spadku lub wzrostu jasności (D d)/2) i rozkładu ich występowania (rys. 9) wskazuje, że mogą to być zakrycia małych gorących plam produkowa-

26 Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST 19 nych podczas akrecji zachodzącej w trybie niestabilnym przez (np.) pyłowe obłoki czy też kolumny akrecyjne N / 0.25 dnia (D-d)/2 [min] delta t [dni] D [min] Rysunek 9 Histogram odstępów dt pomiędzy wszystkimi możliwymi parami zakryć. Najbardziej wyróżniającym się pikiem jest ten rozciągający się od 2,6 do 3,2 dnia. Może to oznaczać, że plamy gorące powstające bliżej równika gwiazdy są zakrywane przez kolumny akrecyjne lub pyłowe obłoki kiedy tylko pojawią się na naszej linii widzenia. Różnica między okresem podstawowym 4,18 dnia i 3 dni wstępnie można próbować wytłumaczyć rotacją różnicową. Drugi rysunek przedstawia zależność czasu trwania zaćmienia od czasu spadku/wzrotu jasności. Jej pozytywna korelacja może wskazuje na to, że obiekty powodujące te zakrycia gorących plam zlokalizowane są w różnej odległości od gwiazdy. Odkrycie to jest przedmiotem dalszych obserwacji fotometrycznych wykonywanych w SAAO przez nasz zespół. Chodzi o ustalenie, czy głębokość tych zakryć zależy od barwy (filtru). Wstępne wyniki z 2013 r. uzyskane w SAAO wskazuje na tę możliwość, musimy jednak zaobserwować więcej niż jeden taki przypadek aby to potwierdzić. Odkrycie to zachęciło nas do poszukiwania podobnych zakryć (oraz zakryć planetarnych) w innych gwiazdach CTTS. W tym celu nasza grupa wykorzystuje 60 cm teleskop w Obserwatorium na Suhorze. 5 FU Ori FU Ori to gwiazda typu CTTS przechodząca wybuch na skutek znacznie zwiększonego tempa akrecji materii na gwiazdę. FU Ori wybuchła w 1937 roku, kiedy to w bardzo krótkim czasie zwiększyła jasność fotograficzną (pasmo niebieskie B) z 16,5 do 9,5 magnitudo. Obecnie następuje powolny spadek jej jasności, wciąż jednak jej jasność w filtrze V-Johnsona wynosi 9,8-9,9 mag. Wspomniany znaczny proces zwiększenia jasności gwiazdy polega na tym, że zwiększeniu ulega jasność samego dysku akrecyjnego, dzięki czemu świeci obecnie 100 razy jaśniej niż gwiazda. Dzięki temu dysk

27 20 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 wcześniej obserwowalny tylko w podczerwieni staje się widoczny w świetle wizualnym (ma widmo superolbrzyma typu wczesne G), dzięki czemu łatwiej nam odkrywać a nawet charakteryzować zmiany jasności produkowane na skutek lokalnych niestabilności dysku. Wzbudzanie wybuchów typu FU Ori (grupa ta zwana inaczej FUor zawiera jeszcze kilka słabszych gwiazd) może następować przez przejście przez peryhelium drugiego składnika układu. Niedawno zaproponowano drugą możliwość wzbudzania tych wybuchów, o której wspomnimy niżej. MOST obserwował FU Ori przez 28 dni w grudniu i styczniu 2010/2011. Ku naszemu zaskoczeniu, krzywa ta wydaje się zwierać dwie quasiokresowości jedną dłuższą o okresie 9 dni a drugą krótszą dryfującą od okresu 2,4 do 2,2 dnia ta ostatnia jest bardzo dobrze zdefiniowana [34] strumien znormalizowany HJD Rysunek 10 Krzywa zmian jasności FU Ori wykonana przez MOST w grudniu i styczniu 2010/2011. Pokazane są wszystkie obserwacje oraz średnie z każdej orbity (czarne punkty). Jednostka to strumień znormalizowany do 1 dla średniej wartości jasności gwiazdy. Z uwagi na 28 dniowy czas obserwacji, realność oscylacji 9 dniowej może być podważana. Nie dotyczy to jednak oscylacji o okresie 2,4-2,2 dnia, widocznej bezpośrednio w krzywej jasności praktycznie od początku obserwacji, ale tylko do pewnego momentu. Biorąc masę gwiazdy centralnej znaną z literatury (0, 55 M ) otrzymujemy, że okresowi 2,2 dnia (na którym nagle kończy się występowanie tej oscylacji w krzywej zmian jasności) odpowiada odległości 5 R od gwiazdy wartość ta idealnie zgadza się z promieniem wewnętrznego dysku akrecyjnego wyznaczonego z obserwacji

28 Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST 21 interferometrycznych [6]! Czyli za powstanie tej oscylacji może odpowiadać zgęszczenie materii w dysku FU Ori spiralnie opadające ku gwieździe, które to napotkaniu skraju dysku przestało dalej się propagować! Rysunek 11 Analiza falkowa najkrótszej obserwowanej quasi-okresowości w FU Ori, kończącej się HJD =60, najprawdopodobniej na skutek napotkania wewnętrznego krańca dysku protoplanetarnego. Dolny panel to krzywa FU Ori w jednostkach strumienia znormalizowanego. Czy zatem ustaliliśmy fotometryczną metodę wyznaczania promienia wewnętrznego dysku akrecyjnego gwiazd typu FUor? Być może tak, kolejne obserwacje samej FU Ori będą mogły to potwierdzić. Przyszłe obserwacje satelitarne i naziemne tej gwiazdy mogą też zweryfikować hipotezę Sergeia Nayakshina [30], wg. której wybuchy typu FU Ori powoduje rozpad gigantycznej planety, która to na skutek migracji znalazła się zbyt blisko gwiazdy. Rozrywana siłami pływowymi oddaje materię do dysku wzbudzając przy tym fale gęstości propagujące się w kierunku wewnętrznego promienia dysku akrecyjnego, co powoduje obserwowane przez nas oscylacje quasi-periodyczne. Wyniki otrzymane dla FU Ori zachęciły nas do obserwacji innych gwiazdy typu FU Ori: V2493 Cyg (obserwowana na Suhorze) oraz gwiazdy V646 Pup na półkuli południowej. Oczywiście obserwacje te nie będą tak dokładne jak z MOST (pozostałe gwiazdy tego typu są za słabe dla tego satelity), ale powinny pozwolić na odkrycie najkrótszych możliwych okresowości, co pozwoli na ustalenie dolnych limitów na wartości promieni wewnętrznych dysków akrecyjnych tych gwiazd. Wartość ta jest potrzebna w celu lepszego ustalenia modelu jasności dysku a tym samym poznania mechanizmu prowadzącego do zwiększonej akrecji, czyli samego wybuchu typu FU Ori.

29 22 Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013 Podziękowania: MS i grupa krakowska z Suhory dziękuje za grant NCN 2012/05/E/ST9/03915, w pełni finansujący badania klasycznych gwiazdy typu T Tauri. Bibliografia 1. Konigl A. ApJ, 370, L39, (1991). 2. Boss A.P. ApJ, 599, 577, (2003). 3. Pollack J. B., Hubicky O., Bodenheimer P., et al. Icarus, 124, 62, (1996). 4. Espaillat C., Calvet N., D Alessio P., et al. ApJ, 670, L135, (2007). 5. A.M. Cody, J. Tayar, L. A. Hillenbrand, J. M. Matthews, and T. Kallinger. AJ, 146, 79, (2013). 6. Malbet F., Lachaume R., Berger J.P., et al. A&A, 437, 627, (2005). 7. Walker G. A. H., Matthews J. M., Kuschnig R., et al. PASP, 115, 1023, (2003). 8. Dawson R. I., Murray-Clay R.A., and Fabrycky D.C. ApJ, 743L, 17, (2011). 9. Kenyon S. J. and Hartmann L. ApJ, 342, 1134, (1989). 10. Setiawan J., Henning Th., Launhardt R., et al. Nature, 451, 38, (2008). 11. Weinberger A. J., Becklin E. E., Schneider G, et al. ApJ, 566, 409, (2002). 12. Wilner D. J., Ho P. T. P., Kastner J. H., and Rodriguez L. F. ApJ, 534, L101, (2000). 13. Donati J.F., Gregory S.G., Alencar S.H.P., et al. MNRAS, 417, 472, (2011). 14. Kulkarni A. K. and Romanova M. M. MNRAS, 386, 673, (2008). 15. Kulkarni A. K. and Romanova M. M. MNRAS, 398, 701, (2009). 16. Tsiganis K., Gomes R., Morbidelli A., and Levison H. F. Nature, 435, 459, (2005). 17. Flaherty K.M., Muzerolle J., and Rieke G. ApJ, 732, 83, (2011). 18. Grankin K.N., Melnikov S.Yu., Bouvier J., et al. A&A, 461, 183, (2007). 19. Kraus A. L. and Ireland M. J. ApJ, 745, 5, (2012). 20. Brown J. M., Blake G. A., Qi C., et al. ApJ, 704, 496, (2009). 21. Romanova M. M. and Kulkarni A. K. MNRAS, 398, 1105, (2009). 22. Romanova M. M., Kulkarni A. K., and Lovelace R. V. E. ApJ, 673, L171, (2008). 23. Romanova M. M., Ustyugova G. V., Koldoba A. V., and Lovelace R. V. E. ApJ, 610, 920, (2004). 24. Rucinski S. M. and J. Krautter. A&A, 121, 217, (1983).

30 Bibliografia Rucinski S. M., Matthews J. M., Kuschnig R., et al. MNRAS, 391, 1913, (2008). 26. Siwak M., Rucinski S. M., Matthews J. M., et al. MNRAS, 410, 2725, (2011a). 27. Siwak M., Rucinski S. M., Matthews J. M., et al. MNRAS, 415, 1119, (2011b). 28. Calvet N., D Alessio P., Hartmann L., et al. ApJ, 568, 1008, (2002). 29. Huélamo N., Figueira P., Bonfils X., et al. A&A, 489, 9, (2008). 30. S. Nayakshin and G. Lodato. MNRAS, 426, 70, (2012). 31. Alencar S. H. P. and Batalha C. ApJ, 571, 378, (2002). 32. Kurosawa R. and Romanova M. M. MNRAS, 431, 2673, (2013). 33. Ida S. and Lin D.N.C. ApJ, 604, 388, (2004). 34. M. Siwak, S. M. Rucinski, J. M. Matthews, et al. MNRAS, 432, 194, (2013). 35. van Eyken J. C., Ciardi D. R., von Braun K., et al. ApJ, 755, 42, (2012). 36. Herbst W., Bailer-Jones C.A.L., Mundt R., et al. A&A, 396, 513, (2002). 37. Herbst W., Herbst D.K., Grossman E.J., and Weinstein D. AJ, 108, 1906, (1994). 38. J. N. Winn, Howard A.W., and Johnson J. A. ApJ, 703, 2091, (2009). 39. Barrado y Nevescues D. A&A, 459, 511, (2006).

31 24 Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013

32 Obserwacje jasnych gwiazd przez filtr szary Grzegorz Stachowski Katedra Astronomii, Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie, Podchorążych 2, Kraków, Polska greg@astro.as.up.krakow.pl W pracy zaprezentowano metodę obserwacji bardzo jasnych gwiazd polegająca na przesłonięciu części matrycy CCD filtrem szarym. Zmniejsza to sygnał jasnej gwiazdy o kilka magnitudo bez wpływu na parametry fotometryczne. Pozwala to również na wykorzystanie pobliskich, słabszych, gwiazd jako gwiazd porównania przy jednoczesnym zachowaniu dobrego próbkowania obrazu gwiazdy na matrycy. Przedstawiono wstępne wyniki testów tej metody podczas obserwacji gwiazd AO Cas oraz YY Gem. 1 Wstęp Wiele spośród widocznych na niebie jasnych gwiazd to obiekty wczesnych typów widmowych (np. O lub B). Są to obiekty ciekawe astrofizycznie ze względu na status ewolucyjny, budowę wewnętrzną, procesy związane z silnym wiatrem gwiazdowym oraz zmienność (w szczególności pulsacje). Dotychczas zostały nieco pominięte podczas badań fotometrycznych ze względu na to, że są zbyt jasne dla obserwacji przez typowe teleskopy znajdujące się w instytucjach badawczych (czyli o średnicy powyżej 0.5 m), wyposażone w bardzo czułe detektory. W ostatnich latach powstały liczne przeglądy nieba wykorzystujące małe teleskopy automatyczne, które mogłyby wypełnić tę lukę. Jednak stosowane w tych instrumentach układy optyczne pochodzące od obiektywów fotograficznych mają liczne wady. Blokują światło w paśmie U (przydatnym dla badań gorących gwiazd), mają bardzo duże pole widzenia (problem z kalibracją flatfield, tła itp.), niską rozdzielczość (liczba pikseli przypadających na obraz gwiazdy), oraz często brakuje im 25

33 26 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 lub mają ograniczony zestaw filtrów fotometrycznych. Projektem, którego celem jest przeprowadzenie badań jasnych gwiazd jest brite [7]. W tym projekcie jasne gwiazdy będą obserwowane przez sześć małych satelitów, w tym dwa polskie. Jednak satelity brite również mają ograniczenia techniczne, m.in. każdy z satelitów jest wyposażony tylko w jeden, stały, filtr, a żaden z satelitów według obecnego planu nie będzie miał filtra odpowiadającego paśmie U. Powstał więc projekt wykonania obserwacji naziemnych uzupełniających obserwacje brite korzystając z filtrów U i ewentualnie ubvy oraz wykonując fotometrię wielobarwną jednym instrumentem. Te obserwacje można następnie wykorzystać do wzajemnej kalibracji danych z różnych satelitów, m.in. brite i innych instrumentów. Dodatkowo, obserwacje naziemne mogą być prowadzone przed lub po obserwacjach wykonanych przez satelity i nie są ograniczone przez 100-minutowy okres orbitalny. Powstaje więc możliwość uzupełnienia obserwacji brite w sposób pozwalający na wykrycie innych okresowości i modów pulsacji niż jest to możliwe na podstawie samych danych satelitarnych. Aby umożliwić obserwacje jasnych gwiazd kamerą CCD z obserwatorium naziemnego, zastosowano teleskop o mniejszej średnicy wyposażony w kamerę CCD z matrycą częściowo przesłoniętą przez filtr szary. Umożliwia to równoczesne obserwacje jasnej gwiazdy oraz sąsiadujących z nią słabszych gwiazd (w celu wykonania fotometrii różnicowej i usunięcia m.in. efektów zmian atmosferycznych). Dodatkowo, można odwrócić metodę i zasłonić jasną gwiazdę, aby umożliwić obserwację leżącej blisko niej słabej gwiazdy. Dokładny opis obserwacji i oraz wybranych wyników wstępnych przedstawiono poniżej. 2 Obserwacje Obserwacje są wykonywane w leżącym w Gorcach Obserwatorium na Suhorze 1, należącym do Uniwersytetu Pedagogicznego w Krakowie. Do obserwacji używany jest teleskop typu Ritchey-Chrétien o średnicy 20 cm na montażu Celestron CGE, wyposażony w kamerę CCD SBIG ST10-XME oraz automatyczne prowadzenie (dodatkowy tubus Vixen 15 cm, kamera Orion SSAG i program PHD Guiding). Do zbierania danych i sterowania obserwacjami służy program MaximDL[2]. W pierwszej fazie projektu, teleskop był sterowany przez obserwatora będącego na miejscu; obecnie jest sterowany zdalnie. Kamera CCD została wyposażona w filtr szary (Kodak Neutral Density 200), który pokrywa około 1 3 matrycy CCD. Pozwala to na znacznie większą 1 współrzędne geograficzne: E, N.

34 Obserwacje jasnych gwiazd przez filtr szary 27 swobodę w dobieraniu gwiazd porównania do fotometrii różnicowej. Filtr jest zamontowany wewnątrz kamery, tuż nad samą matrycą, w celu zminimalizowania obszaru półcienia występującego przy brzegu filtra. Podczas obserwacji opisanych poniżej filtr był umieszczony z jednej (prawej) strony matrycy. Obecnie został przesunięty na środek, co ułatwia ustawianie gwiazd w polu widzenia. Dodatkowo kamera jest wyposażona w standardowe 5-pozycyjne koło filtrów SBIG, z zestawem filtrów UBVRI w systemie Bessella [1] produkcji firmy Custom Scientific. Rysunek 1 Obrazy flatfield dla niezasłoniętej (po lewej) i zasłoniętej (po prawej) części matrycy CCD. Rys. 1 pokazuje tzw. flatfield, czyli obrazek kalibracyjny używany do usuwania niejednorodności oświetlenia pola i czułości matrycy. Na obrazku po prawej, na części matrycy zakrytej przez filtr, widać, że wzdłuż brzegu filtra matryca jest dodatkowo oświetlona. Jest to spowodowane tym, że matryca CCD jest oddzielona od filtra okienkiem komory próżniowej i część światła padająca na kamerę dostaję się pod filtr. Ze względu na znaczne osłabienie światła docierającego do części matrycy przykrytej filtrem, typowa procedura normalizacji obrazka flatfield nie jest możliwa i konieczna jest osobna normalizacja każdej z dwóch części pola (w tym przypadku lewej i prawej). Po normalizacji można z powrotem połączyć obie części w jeden obrazek i zastosować go do kalibracji danych obserwacyjnych. Opisany proces jest wykonywany automatycznie przez skrypt redukcyjny[2] sterujący pakietem iraf[5]. Normalizacja usuwa również wyżej opisany efekt dodatkowego oświetlenia. Tak zredukowany obrazek można dalej analizować dowolnym oprogramowaniem fotometrycznym, np. CMunipack [4]. Dotychczas korzystając z szarego filtra wykonano obserwacje 14 gwiazd (patrz tab. 1), w tym układów zaćmieniowych AO Cas oraz YY Gem.

35 28 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 Tabela 1 Obserwowane gwiazdy. DV Aqr 44 Boo AO Cas V397 Cep β Cyg V380 Cyg YY Gem V994 Her V819 Her AR Lac δ Lib δ Ori KS Peg λ Tau 3 Wyniki Rysunek 2 Pole gwiazdy AO Cas. Gwiazda leży po prawej stronie w obszarze przesłoniętym przez filtr. Rysunek 3 Pole układu YY Gem. Kastor leży po prawej stronie w obszarze przesłoniętym przez filtr. YY Gem leży po lewej w poświacie Kastora. 3.1 AO Cas AO Cas to układ zaćmieniowy typu β Lyr o jasności 6 magnitudo w paśmie V i typie widmowym O9. Okres wynosi trochę ponad 3.5 dni [3]. Na rys. 2 pokazano przykładowy obrazek pola AO Cas po redukcji. AO Cas leży po prawej stronie, na obszarze przesłoniętym przez filtr szary. Możliwe było więc wykonanie fotometrii aperturowej (programem CMunipack [4]) korzystając z gwiazd leżących po lewej stronie pola jako gwiazd porównania. Wynik obserwacji to fragment krzywej zmian blasku pokazany na rys. 4, z widoczną częścią tzw. gałęzi zstępującej, czyli spadku jasności przed minimum. Przerwy w krzywej są spowodowane przechodzącymi przez pole widzenia chmurami. Przyczyna spadku jasności w okolicy JD nie jest znana. Najprawdopodobniej jest to również efekt chmur, jednak podobny spadek nie występuje dla gwiazd porównania.

36 Obserwacje jasnych gwiazd przez filtr szary 29 Rysunek 4 Fragment krzywej zmian blasku gwiazdy AO Cas relative mag HJD relative mag HJD Rysunek 5 (dół) Fragment krzywej zmian blasku gwiazdy YY Gem w pasmach V (góra) i I C 3.2 YY Gem YY Gem to układ zaćmieniowy dwóch karłów typu M o jasności 9.8 magnitudo w paśmie V. Okres wynosi około 0.8 dnia [3]. YY Gem jest powiązany grawitacyjnie z Kastorem (α Gem), który sam jest układem dwóch kolejnych układów podwójnych (tworząc w sumie układ sześciu gwiazd związanych grawitacyjnie; alternatywna nazwa YY Gem to Kastor C). Odległość

37 30 Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013 na niebie pomiędzy Kastorem a YY Gem wynosi zaledwie 72, co przy jasności Kastora wynoszącej około 2 magnitudo powoduje, że zwykła fotometria YY Gem jest praktycznie niemożliwa. Wykorzystano więc szary filtr w sposób inny niż dla pozostałych obserwacji zasłonięto nim nie cel obserwacji (czyli YY Gem), ale sąsiadującą jasną gwiazdę, czyli Kastora, ustawiając teleskop tak, aby granica filtra leżała pomiędzy YY Gem i Kastorem (patrz rys. 3). Pozwoliło to na obserwacje zmian blasku YY Gem. Fragment krzywej zmian blasku z widocznym minimum pokazano na rys. 5 [6]. 4 Podsumowanie Zastosowanie filtru szarego zasłaniającego część matrycy CCD pozwala na obserwacje oraz fotometrię bardzo jasnych gwiazd (przykładowo od 0 6 mag.) i równocześnie pobliskich, znacznie słabszych gwiazd. W ten sposób można przeprowadzić fotometrię różnicową dającą zadowalające wyniki nawet w słabych warunkach atmosferycznych. Dodatkowo, korzystając z filtra osłabiającego blask jasnych gwiazd można badać znacznie słabsze gwiazdy w ich sąsiedztwie. Oprócz obserwacji wspierających misje satelitarne (np. [7]) metoda ta ma szersze zastosowanie w badaniu dotychczas zaniedbywanych jasnych gwiazd zmiennych. Podziękowania Chciałbym podziękować pozostałym uczestnikom projektu obserwacji jasnych gwiazd. Są to: Waldemar Ogłoza, Marek Dróżdż i Bartłomiej Zakrzewski. Dodatkowo dziękuję Beacie Dyduch (obecnie Krawczyk) i Ewie Kosturkiewicz, które przyczyniły się do uruchomienia małego teleskopu na Suhorze, oraz Monice Pawlik która uczestniczyła w obserwacjach i analizie układu YY Gem. Dziękuje także Katarzynie Bajan za cenne uwagi dotyczące powyższego tekstu. Projekt jest wspierany przez NCN w postaci grantu nr 2011/03/D/ST9/ Bibliografia 1. M. S. Bessel. UBVRI passbands. PASP, 102, 1181, (1990). 2. Beata Dyduch. Badania fotometryczne jasnych gwiazd. Master s thesis, Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie, (2013). 3. J. M. Kreiner. Up-to-Date Linear Elements of Eclipsing Binaries. Acta Astronomica, 54, 207, (2004).

38 Bibliografia D. Motl. Cmunipack NOAO. IRAF G. Stachowski and W. Ogłoza. Methods for ground-based observations of BRITE satellite targets. W Special Session 13: High-Precision Tests of Stellar Physics from High-Precision Photometry. IAU XXVIII GA, (2012). 7. W. W. Weiss, A. F. J. Moffat, A. Schwarzenberg-Czerny, et al. BRITE- Constellation: Nanosatellites for Precision Photometry of Bright Stars. W Proceedings of IAU Symp. 301, (2013).

39 32 Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013

40 Gaia and small telescopes Łukasz Wyrzykowski Astronomical Observatory of the University of Warsaw, Al. Ujazdowskie 4, Warszawa, Poland, Institute of Astronomy, University of Cambridge, Madingley Road, CB3 0HA, Cambridge, United Kingdom Gaia is the cornerstone mission of the European Space Agency. From 2014 it will start collecting superb astrometric, photometric and spectroscopic data for around a billion of stars of our Galaxy. While surveying the whole sky down to V=20 mag Gaia will be detecting transients and anomalous behaviour of objects, providing near-real-time alerts to the entire astronomical community. Gaia should detected about 6000 supernovae, 1000 microlensing events and many other interesting types of transients. Thanks to its on-board low-dispersion spectrograph the classification of transients will be robust, assuring low false-alert rate. We describe the operation of the Photometric Science Alerts system, outline the scientific possibilities and conclude with an invitation for small and medium telescopes to collaborate in the ground-based follow-up Gaia alerts during the early months of the mission when the outcome of the alerting pipeline needs to be verified. 1 Introduction ESA s Gaia mission will be launched in late 2013 and will observe the entire sky for 5 years providing ultra-precise astrometric measurements (positions, parallaxes and proper motions) of a billion stars in the Galaxy. The astrometry will be derived from multiple observations of each source at different scanning angles. Hence, naturally, Gaia becomes an all-sky multi- 33

41 34 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 epoch photometric survey, which will monitor and detect variability with millimag precision down to V=15 mag and about 0.01 mag precision down to V=20 mag. Gaia will also be able to detect new objects appearing in its field-of-view thanks to the window allocation system in the first CCDs in the focal plane. This includes most classes of transient phenomena like supernovae, novae, microlensing events, asteroids, etc. In the first part of this proceedings we describe the design of the Gaia Science Alerts system, which will run daily at the Institute of Astronomy in Cambridge, UK, and is responsible for the detection and classification of photometric transients. In the second part we briefly describe potential scientific opportunities related to Gaia alerts. Thirdly, we present the status of preparations for the alert verification phase in the early days of the mission. We conclude with an invitation to collaborate in the ground-based follow-up Gaia alerts. 2 Gaia Science Alerts system Data flow The alerting system, called AlertPipe, will be run on a daily basis at the Institute of Astronomy in Cambridge (part of the Gaia Data Processing and Analysis Consortium, DPAC). Gaia satellite will reside in the 2 nd Lagrange Point (L2) and the data gathered during the scanning of the sky will be downlinked to the ground every day during an 8 h window of visibility. The data will be then transferred to DPAC nodes in Germany and Spain where it will be pre-processed during the Initial Data Treatment (IDT) process. One of the main tasks of the IDT is to crossmatch all star detections with previous Gaia detections (in early days of the mission it will rely on the Initial Gaia Source List, a catalogue compiled from a variety of existing ground-based observations). As soon as IDT finishes processing a data packet, containing typically about 50 million objects, it will be transmitted to Cambridge and analysed by the AlertPipe. The total lag between an observation and the AlertPipe processing and alerting is expected to vary from a few hours to 48 hours, and depends on many factors, including the region of the sky (high stellar density regions lead to a delay in downlink for faint targets) and brightness of the object (downlinking order depends on the brightness, however not linearly). AlertPipe processing is expected to take no more than couple of hours, depending on the amount of data to process and size of the historic database.

42 Gaia and small telescopes 35 Gaia sampling The observing strategy across the sky, called the Nominal Scanning Law (NSL), is a pre-defined pattern, optimised for the final astrometric solution [6], and ensures that most of the stars will obtain, on average, about 70 measurements at different scanning angles. Some areas of high stellar density such as the Galactic Bulge will only have about 50 measurements during the entire mission. On the other hand, regions within a few degrees of ecliptic latitudes of ±45 degrees will be scanned approximately 200 times, see fig. 1 Rysunek 1 Left: Sky scanning pattern of Gaia showing the number of observations for each object in Galactic coordinates. Regions of the Galactic Centre will have about 50 data points, whereas high density regions, at ecliptic latitude 45 and -45, will have about 200 measurements. Right: Time sampling pattern of Gaia (time difference between two subsequent observations) is dominated by the 106 mins separating the two telescopes. The Gaia spacecraft spins once every 6 hours. Gaia consists of two m mirrors set at angle of degrees perpendicular to a slowly precessing spin axis. One full rotation of the satellite takes exactly 6 h, therefore the preceding and following fields-of-view will observe the same patch of the sky with a separation of minutes. After this pair of observations there may come another pair (and many other pairs at the ecliptic nodes at b±45 deg), but due to the precession of the spin-axis, in most cases the fields-of-view will quickly precess out of that area of the sky. Typically, the same field will be observed again after 30 days or more, see fig. 1. Detection The anomaly detection system within the AlertPipe depends on the crossmatch information from the IDT such that sources not matched with known objects are flagged as new. All new objects passing a detection

43 36 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 threshold (early in the mission set to about Gaia broad filter magnitude G=19) will be first checked against possible asteroid positional coincidence 1 and all surviving candidates for new transients will pass to the next stage, the classification. Known sources, namely those with some prior observations, will be checked to see if the new observations are in any way anomalous with respect to the data gathered so far by Gaia. The AlertPipe stores all observations of all objects and at this stage runs various detection algorithms in order to check against anomalies, for example, mean RMS detector or simple delta-magnitude threshold detector. Each of the detectors is sensitive to a different kind of anomalies and some are more suitable for different stages of the mission, depending on the amount of historical data available. The thresholds of the detectors are tuneable during the entire mission and will evolve with the increasing amount of gathered data and better understanding of the instruments. The focal plane of Gaia contains 7 rows with 9 CCD each 2, on which the brightness and position of an object is measured during a scan. This means that a single transit will contain 9 data points, each separated by about 4.4 seconds. This allows not only for immediate ruling out of cosmic rays and other instrumental artefacts affecting the photometry, but also for testing the short-term variability of any source. Classification The next stage of the AlertPipe data processing is responsible for the preliminary classification and filtering of detected candidates for alerts. This will employ both photometry and low-resolution spectroscopy from Gaia. The Blue and Red prism-based Photometers (BP/RP), installed on the focal plane after the astrometric CCDs, will cover spectral ranges nm and nm, respectively, with resolution of R 100. Most of the Gaia observations will come in pairs separated by minutes and in case of most transients the downlinked daily portion of data will contain both observations. This will not only provide a double check on the possible transient candidate, but is also suggestive of a light curve classifier which can exploit the flux-gradient as an indicator of object type. For example, a simple slope-amplitude Bayesian classifier can provide a probability distribution for a transient being a cataclysmic variable, supernova or long period variable, popping up from the background. Tests 1 The asteroids are being recognised from these new IDT sources by a parallel alerting system running within DPAC, see papers by W.Thuillot and P.Tanga from this workshop. 2 Central row contains only 8 photometrically useful CCDs, as the last one is replaced by the wavefront sensor CCD.

44 Gaia and small telescopes 37 of such classifier performed on the SDSS Stripe82 and OGLE data have shown that with just two data points we are able to distinguish between these major types of transients with relatively high accuracy. Many more features are available to aid with classification, including the BP/RP spectra. Simulations with Gaia BP/RP spectra for Supernovae have shown that most detections by Gaia can be further subclassified by type, epoch and redshift for transients brighter than 19 mag. This unique capability of Gaia will help to improve our classifications, and will allow for more targeted high-resolution spectroscopic follow-up. Rysunek 2 Left: the spectrum of type Ia supernova as seen by Gaia s Blue and Red Photometers (BP/RP). The resolution of about R 100 is enough to unambiguously derive the type, epoch and redshift of most supernovae down to 19 mag. Right: confusion matrix for supernovae BP/RP spectra classification at 19 mag. Most major types are recognised with relatively low confusion. The filtering and classification of the transient events will be supplemented by contextual information obtained from available archival catalogues, for example, 2MASS, SDSS, ASAS, OGLE, HST, VISTA and so on. Known variable stars will be crossmatched with candidate transients and supernova or tidal disruption event classification will be enhanced if a galaxy can be associated with the event. We will also cross-match our candidate alerts with recent alerts reported by other transient surveys, on-going during the Gaia mission. Data dissemination All Gaia alerts will be public immediately after discovery and preliminary classification. The alerts will be disseminated to the astronomical community via a number of protocols, including traditional and web server, as well as machine readable means like VOEvents. Each alert will provi-

45 38 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 de coordinates of an event, a light curve collected so far by Gaia, BP/RP spectrum and the results of the cross-match and classification analysis. Early in the mission, during the verification phase, the alerts from Gaia will only be available to a dedicated team of telescopes and astronomers involved in the alerts verification, to assure the robustness of the detection and classification pipeline (see more below). 3 Scientific opportunities The scanning law and the time lag between observation and analysis makes the Gaia transient survey more sensitive to longer events (those lasting from a couple of hours to months). These include: supernovae, dwarf novae, classical novae, microlensing events, tidal disruption events, R CrB-type stars, FU Ori-type stars and Be stars. Supernovae and other extragalactic transients In its unbiased search for supernovae, Gaia will be capable of detecting in total about 6000 SNe brighter than G=19 (10000 to G=20) [1, 2]. One third of those will be detected before maximum, which will allow for detailed follow-up and studies of supernova evolution. With 3 4 supernovae discovered every day, it will require well-organised follow-up, as the Gaia data alone will not be enough to provide sufficiently detailed light curves, e.g. needed for cosmological applications of the SNe. As mentioned above, Gaia will provide an auto-follow-up of its own targets with low-resolution spectra available for every source. This will also allow for rapid recognition of unusual and rare types of supernovae, for example, Super Luminous SNe [7], which reach -23 rd mag (absolute), or Luminous Red Novae, which bridge the gap between classical novae and supernovae [5]. Gaia will not be best-suited for real-time discoveries of optical afterglows of Gamma Ray Bursts. Nevertheless, simulations predict that it should be able to detect about 20 brighter and longer GRBs and Orphan Afterglows [4], for which timely follow-up would be critical. Microlensing Events Gravitational microlensing events, the temporal brightening of distant stars due to the mass of a foreground lens passing in front, typically occur in the densest regions of the sky, i.e. the Galactic Bulge and the Galactic Plane. About 2000 such events are currently being detected every year

46 Gaia and small telescopes 39 Rysunek 3 Supernovae detection rate per year. Gaia is expected to detect 6000 SNe down to 19 mag, with 1/3 of them discovered before the maximum brightness. With the detection threshold at 20 mag Gaia might see even 2100 supernovae a year. by the dedicated microlensing surveys OGLE [11] and MOA [9]. Among the lensing systems more than a dozen planets have been found, e.g. [3]. Significant results would also include detections of brown dwarfs and black holes, studies of stellar atmospheres and investigations of the structure of the Galaxy. The central regions of the Galaxy will continue to be monitored by the OGLE and MOA surveys during the Gaia mission, however, any microlensing events found outside of these fields will require an intense photometric follow-up in order to make them scientifically useful. We expect Gaia to detect about 1000 microlensing events from all over the sky. Interestingly, Gaia s astrometry will be able to provide very precise measurements of the lensed source displacements, caused by microlensing. Combination of Gaia s astrometry and photometry, with more densely sampled ground-based photometry could lead to the derivation of the mass of the lens, including discoveries of lenses from the stellar remnant population, like neutron stars or black holes. R CrB-type stars These mysterious stars exhibit spontaneous and unpredicted dimmings in their light curves by as much as 8 magnitudes. Catching such events redhanded and triggering detailed photometric and spectroscopic studies would allow for a much better understanding of the nature of these stars, thought to be linked with the stellar mergers. This is turn may help decipher supernova progenitor models. There are about 50 R CrB-type stars

47 40 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 known in our Galaxy, found mainly during large scale photometric campaigns of MACHO, OGLE and ASAS surveys, e.g. [10]. Gaia should find many new examples of these stars at fainter magnitudes from all over the sky. BP/RP spectroscopy will help with the classification of these objects. Other types of transients and the Watch List Gaia will detect numerous cataclysmic variables, located primarily in the Galactic Plane, providing a uniform large sample of these objects. We expect also to alert on very rare events like outbursts FU Ori- or EX Luptype young stars, of which only a handful is known. Outbursts of Be-type stars will also be detected by Gaia alerting system. There should be up to 600 events during the entire mission for Be stars brighter than 12 mag, giving an opportunity for detailed high-resolution spectroscopy of these objects during outbursts. We plan also to provide near-real-time Gaia photometry of a limited number of selected interesting targets, known for their erratic behaviour. For example, a known FU Ori-type star can be on the Watch List and whenever it is observed by Gaia, the most up-to-date brightness measurement will be made available, allowing for continuous monitoring of the object. 4 Alerts Verification Gaia is expected to be launched from French Guyana in the end of It will take about two months to reach the L2 and another two months to get all the systems fully operational. For the next 1 or 2 months it is planned that Gaia will operate in a special Ecliptic Poles Scanning mode, during which both Ecliptic Poles will be intensively observed (the satellite precession period will be slowed down significantly). During this stage the data analysis systems will be vigorously tested, including the alerting system. After that period, Gaia will start its regular scanning of the entire sky, but the alerting system will be turned on gradually, waiting for enough observations to be gathered for a reference for detections of transients. As soon as there is enough data collected for some regions of the sky, for example, requiring at least 10 prior observations, the alerting system will start operating. It is ESA s policy that all Gaia data become publicly available. However, before the alerts start flowing to the astronomical community, the detection and classification system has to be verified to assure good quality and robustness of public alerts. Therefore, for the first couple of months of the functioning of the alerting system we envisage a Gaia Alerts Verification

48 Bibliografia 41 Phase, during which the end-to-end alert system will be thoroughly shaken down by a dedicated team of astronomers working in collaboration with the AlertPipe developers. Some aspects of the verification can start during the Ecliptic Poles scanning, for example classification of large numbers of known variable stars [8]. The Verification Team (VT) will see some of the first Gaia data and will have a chance to prepare for the follow-up of the Gaia alerts when they become openly available. Therefore we issue an invitation to get involved in the early verification of the Gaia Alerts system. Verification observations will validate the outcome of the alerting pipeline and will involve e.g.: confirming the alert, building a detailed multi-band light curve and obtaining a spectrum. Because the magnitude range of Gaia alerts is wide (V=5 20) we welcome observers equipped with telescopes of any size. Longitudinal and latitudinal coverage on the globe will be needed in order to assure accessibility and long-term visibility of the targets. Potential members of the VT, should pass a couple of infrastructure tests, including performing a number of follow-up observations of alerts from current surveys, e.g. Catalina Real-Time Transient Survey 3. The data should be reduced promptly and submitted for verification to the central repository. The verification network is currently being formed and should be ready for operation before the first alerts in mid For more details visit the pages of Gaia Science Alerts Working Group 4 or contact the authors. Conclusion From mid-2014 the Gaia mission will begin to deliver near-real-time alerts on anomalous or transient events from the entire sky down to V=20. The G- band photometry and BP/RP low-dispersion spectrometer will allow early detailed classification, and in the case of supernovae will also provide an estimate of the redshift and epoch. Soon after the alert stream becomes available, a period of verification will take place in the first months of the mission. For this we encourage an involvement from small and large telescopes from around the globe. Bibliografia 1. G. Altavilla et al. Ap&SS, 341, 163, (2012). 2. V. Belokurov and N.W. Evans. MNRAS, 341, 569, (2003)

49 42 Wykorzystanie Małych Teleskopów B. S. Gaudi et al. Science, 319, 927, (2008). 4. J. Japelj and A. Gomboc. PASP, 123, 1034, (2011). 5. M. Kasliwal et al. ApJ, 755, 161, (2011). 6. L. Lindegren et al. A&A, 538A, 78, (2012). 7. R. Quimby et al. Nature, 474, 478, (2011). 8. I. Soszyński et al. Acta Astronomica, 62, 219, (2012). 9. T. Sumi et al. ApJ, 591, 204, (2003). 10. P. Tisserand et al. A&A, 529, 118, (2011). 11. A. Udalski. Acta Astronomica, 53, 291, (2003).

50 Globalny Teleskop Astrofizyczny Krzysztof Kamiński, Wojciech Dimitrow, Monika Fagas, Magdalena Polińska, Marika Zgórz, Wojciech Borczyk, Roman Baranowski Obserwatorium Astronomiczne UAM, ul. Słoneczna 36, Poznań, Głównym celem projektu Globalny Teleskop Astrofizyczny, realizowanego w Obserwatorium Astronomicznym UAM w Poznaniu, jest monitorowanie prędkości radialnych gwiazd pulsujących i układów wielokrotnych. Początkowo projekt bazował na danych z pierwszego Poznańskiego Teleskopu Spektroskopowego (PST1), działającego w Borówcu pod Poznaniem od 2007 r. Rozszerzenie bazy instrumentalnej o nowy Poznański Teleskop Spektroskopowy (PST2), umieszczony w Winer Observatory w Arizonie w październiku 2013 r, pozwoliło na stworzenie unikalnej na skalę światową pary wydajnych teleskopów, zdolnych do uzyskiwania danych o nieosiągalnym pojedynczymi instrumentami pokryciu czasowym, sięgającym 21 godzin/dobę. PST1 rozpoczął pracę w Borówcu w 2007 roku, 5 lat po ukończeniu budowy pierwszego poznańskiego spektrografu typu echelle o rozdzielczości R = Od tego czasu udało się uzyskać widma ponad 100 obiektów, głównie gwiazd pulsujących oraz układów podwójnych i wielokrotnych. Obserwowane były również gwiazdy nowe, obiekty z dyskiem akrecyjnym oraz gwiazda z planetą pozasłoneczną: τ Bootis. Do ciekawszych wyników naukowych zaliczyć można między innymi zarejestrowanie drugiej harmoniki pulsacji w cefeidzie V440 Persei [1] o amplitudzie rzędu zaledwie 100 m s 1, oraz odkrycie trzeciego składnika w układzie zaćmieniowym DY Lyncis [4]. Rys. 1 przedstawia wyniki korelacji krzyżowej dla układu HD (praca w przygotowaniu [2]), dla którego udało się potwierdzić obecność pięciu składników układu. Kolejny wykres (rys. 2) pokazuje krzywe prędkości radialnych dla układu zaćmieniowego V2080 Cy- 43

51 44 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 gni (publikacja w przygotowaniu). Rysunek 1 Profile korelacyjne centralnej części układu wizualnie potrójnego HD AB. W niektórych fazach ruchu orbitalnego wyraźnie widoczne 4 piki. Związane są one z dwiema parami, jedna typu SB2, a druga zaćmieniowa. Teleskop dostarcza dane dla zespołów naukowych w Polsce i za granicą. W wyniku współpracy powstają między innymi prace dotyczące gwiazd pulsujących γ Pegasi (w przygotowaniu, rys. 3) oraz µ Eridani [3]. Na PST1 zdobywają doświadczenie nie tylko studenci poznańscy, ale też z innych miast w ramach praktyk studenckich. Wyniki obserwacji są wykorzystywane również w rozprawach doktorskich oraz pracach magisterskich. Podczas budowy teleskopu i spektrografu zwracano szczególną uwagę na minimalizację strat światła oraz na stabilność pomiarów prędkości radialnych. By osiągnąć ten cel dobrano właściwie parametry teleskopu, światłowodu i spektrografu. Zminimalizowano liczbę elementów optycznych na drodze światła w systemie. Zadbano o dobrą termoizolację spektrografu. Dzięki temu, mimo małej średnicy zwierciadła (0,5 m), można wykonywać widma obiektów do 11,5 magnitudo. Długookresowa stabilność spektrografu jest na poziomie m s 1, a krótkookresowa (w ciągu jednej nocy) nawet 40 m s 1. Testowano również różne metody kalibracyjne, m.in. z wykorzystaniem komórek jodowych.

52 Globalny Teleskop Astrofizyczny 45 Rysunek 2 Porównanie wyników pomiarów prędkości radialnych dla V2080 Cygni z teleskopów PST1 oraz DDO (1,8 m). Linia ciągła przedstawia dopasowany model z obitą eliptyczną. Poznański Teleskop Spektroskopowy 2 (PST2) został zbudowany w oparciu o koncepcję pierwszego instrumentu spektroskopowego. Wybraliśmy teleskop firmy Planewave CDK700 o średnicy 0,7 m, wyposażony w napędy typu direct-drive oraz dwa ogniska Nasmytha. Podstawowym instrumentem badawczym jest spektrograf typu echelle o rozdzielczości R = , połączony z teleskopem poprzez skrzynkę przyłączeniową firmy Shelyak oraz światłowód o średnicy 50 mikronów. Główną kamerą spektroskopową jest Andor ikon-l, charakteryzujący się bardzo niskim szumem odczytu i zaniedbywalnym prądem ciemnym. Teleskop jest w stanie wykonać widma gwiazd o jasności 11 mag (S/N 5 przy czasie ekspozycji 1800 s). Dodatkowym instrumentem wspomagającym badania spektroskopowe na PST2 jest refraktor o średnicy 10 cm, przymocowany na grzbiecie głównego teleskopu, pozwalający na wykonywanie równoczesnych pomiarów fotometrycznych. Dzięki wyposażeniu niektórych filtrów fotometrycznych refraktora w siatkę drucianą o rozmiarze oczka 0,1 mm możliwe jest otrzymywanie wielokrotnych, interferencyjnych obrazów gwiazd. Obrazy takie mogą być wykorzystane do fotometrii względnej bardzo jasnych gwiazd,

53 46 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 Rysunek 3 Przykładowa krzywa prędkości radialnych dla gwiazdy pulsującej γ Pegasi, uzyskana w ciągu jednej nocy. Po dopasowaniu sinusoidy i odjęciu głównej pulsacji w na diagramie O C widać pulsację o mniejszej amplitudzie 100 m s 1. Okres pulsacyjny gwiazdy to 3,6 h. Rozrzut punktów pomiarowych jest na poziomie 35 m s 1. Publikacja zawierająca te dane jest aktualnie w przygotowaniu. Rysunek 4 Schematy budowy spektrografów echelle dla PST 1 i 2. Główne różnice konstrukcyjne, to zastosowanie pryzmatów o innych kątach łamiących, różne sposoby wprowadzenia wiązki ze światlowodu oraz inna konstrukcja ekspozymetru.

54 Bibliografia 47 dla których nie ma odpowiednio jasnych gwiazd odniesienia w pobliżu. W drugim ognisku Nasmytha zamontowana została kamera typu EMCCD Andor ixon X3 wraz z zestawem filtrów Johnsona. W połączeniu z możliwością śledzenia ruchem niegwiazdowym kamera ta umożliwi m.in. wykonywanie obserwacji fotometrycznych planetoid zbliżających się do Ziemi. Teleskop został oprogramowany i przetestowany w Poznaniu, a obecnie znajduje się w Winer Observatory w Arizonie, gdzie wykonuje pierwsze obserwacje w trybie automatycznym. Bibliografia 1. R. Baranowski et al. MNRAS, 396(4), 2194, (2009). 2. W. Dimitrov et al. Spectroscopy of HD a quintuple system with eclipsing component. wysłana do recenzji w 2013 do Astronomy & Astrophysics. 3. M. Jerzykiewicz et al. MNRAS, 432, 1032, (2013). 4. J. Sękalska et al. IBVS, 5954, 1s, (2010).

55 48 Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013

56 Pi of the Sky. Roboty w badaniach astrofizycznych A. Ćwiek, 1,3 T. Batsch, 1 H. Czyrkowski, 3 M. Ćwiok, 3 R. Dąbrowski, 3 G. Kasprowicz, 4 A. Majcher, 1 K. Małek, 2,5 L. Mankiewicz, 2 K. Nawrocki, 1 R. Opiela, 2 L. W. Piotrowski, 3,6 M. Siudek, 2 M. Sokołowski, 2,7,8 R. Wawrzaszek, 9 M. Zaremba, 3 A. F. Żarnecki 3 1 Narodowe Centrum Badań Jądrowych w Świerku, ul. Andrzeja Sołtana 7, Otwock-Świerk, Polska Arkadiusz.Cwiek@fuw.edu.pl 2 Centrum Fizyki Teoretycznej Polskiej Akademii Nauk, Al. Lotników 32/46, Warszawa, Polska 3 Wydział Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego, ul. Hoża 69, Warszawa, Polska 4 Instytut Systemów Elektronicznych, Politechnika Warszawska, ul. Nowowiejska 15/19, Warszawa, Polska 5 Division of Particles and Astrophysical Science, Nagoya University, Furo cho, Chikusa ku, Nagoya, Japonia 6 RIKEN, 2-1 Hirosawa, Wako, Saitama, Japonia 7 International Centre for Radio Astronomy Research - Curtin University, GPO Box U1987, Perth, WA 6845, Australia 8 ARC Centre of Excellence for All-sky Astrophysics (CAASTRO) 9 Centrum Badań Kosmicznych Polskiej Akademii Nauk, Bartycka 18A, Warszawa, Polska Pi of the Sky to system zrobotyzowanych teleskopów o szerokim polu widzenia przeznaczonych do obserwacji zjawisk astrofizycznych zachodzących w krótki skalach czasowych, w szczególności dla poszukiwania poświaty optycznej GRB. Urządzenie zostało zaprojektowane do samodzielnej pracy, 49

57 50 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 autonomicznie realizuje predefiniowaną strategię obserwacji i dostosowuje ją do aktualnych warunków, monitoruje dużą część nieba z rozdzielczością czasową rzędu 1-10 sekund i w zakresie od 7 m do 13 m. Strategia obserwacji i projekt systemu został pomyślnie przetestowane na detektorze prototypowym. W latach pracował on w obserwatorium Las Campanas w Chile, w marcu 2011 został przeniesiony do obserwatorium w San Pedro de Atacama. Z kolei w październiku 2010 r. pierwsza jednostka docelowego systemu detektorów Pi of the Sky, z 4 kamerami CCD, została pomyślnie zainstalowana w INTA El Arenosillo Test Centre w Hiszpanii. Kolejne 3 jednostki (12 kamer CCD) przygotowywane są do instalacji latem 2013, dzięki czemu uzyskamy całkowite pole około 6000 stopni kwadratowych. Jednoczesne obserwacje za pomocą detektorów w Chile i Hiszpanii umożliwiają systematyczne poszukiwanie błysków o pochodzeniu kosmologicznym. Dokładna analiza danych teleskopów o tak szerokim polu widzenia jakim dysponuje system Pi of the Sky to prawdziwe wyzwanie ponieważ istnieje bardzo dużo czynników, które mogą mieć wpływ na wyniki pomiarów. Opracowaliśmy zestaw dedykowanych algorytmów usuwania złych pomiarów oraz poprawy dokładności fotometrii, co pozwoliło nam uzyskać niepewności pomiaru jasności od 0,015-0,02 mag. 1 Wstęp Pi of the Sky to sieć zrobotyzowanych teleskopów przeznaczonych do obserwacji krótkotrwałych zjawisk astrofizycznych, szczególnie do poszukiwania błysków optycznych towarzyszących błyskom gamma (GRB). Strategia obserwacji Pi of the Sky czyni ten detektor przydatny także dla poszukiwania gwiazd Nowych i Supernowych oraz monitorowania interesujących obiektów, takich jak Blazary, aktywne jądra galaktyk i gwiazdy zmienne. Projekt aparatury pozwala monitorować dużą część nieba z rozdzielczością czasową rzędu 1-10 sekund i zasięgiem od 7 m - 13 m. W projekcie Pi of the Sky biorą udział naukowcy, inżynierowie i studenci z czołowych polskich jednostek naukowych i badawczych: Narodowego Centrum Badań Jądrowych (dawniej Instytut Problemów Jądrowych im. Andrzeja Sołtana), Instytutu Fizyki Doświadczalnej Wydziału Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego, Centrum Fizyki Teoretycznej PAN, a także współpracownicy z Centrum Badań Kosmicznych PAN, Instytutu Systemów Elektronicznych Politechniki Warszawskiej oraz Creotech Instruments S.A.

58 Pi of the Sky. Roboty w badaniach astrofizycznych 51 2 Motywacja naukowa i program badawczy Główną motywacją naukową projektu Pi of the Sky jest poszukiwanie optycznych odpowiedników błysków gamma (GRB). Standardową strategią obserwacji optycznych odpowiedników GRB przez teleskopy optyczne jest oczekiwanie na alerty z obserwatoriów satelitarnych (obecnie są to głównie satelity SWIFT i FERMI) dystrybuowane przez Gamma Ray Burst Coordinates Network (GCN) i nakierowywaniu teleskopu na cel tak szybko jak to możliwe. Jednak takie podejście nie pozwala obserwować optycznych emisji ze źródła dokładnie w momencie lub przed wybuchem GRB, co jest niezwykle istotne, aby zrozumieć naturę GRB. Rysunek 1 Schemat rozsyłania alertów w sieci GCN (źródło: Aby obserwacje optyczne były możliwe przed i podczas GRB, stosujemy w Pi fo the Sky innowacyjne rozwiązanie, które zakłada ciągłą obserwację dużego obszaru nieba i autonomiczne wykrywanie błysków w celu zwiększenia prawdopodobieństwa zaobserwowania GRB. Ze względu na wyjątkowy charakter prowadzonych obserwacji, a jednocześnie dużą wszechstronność naszego detektora do programu badawczego dodaliśmy obserwacje innych zmiennych zjawisk astronomicznych zachodzących w skalach czasowych od sekund do miesięcy, takich jak: wyszukiwanie wybuchów gwiazd Nowych i Supernowych, identyfikacja wybuchów gwiazd rozbłyskowych, pomiary i katalogowanie gwiazd zmiennych o krót-

59 52 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 kich okresach zmienności, monitorowanie interesujących obiektów, monitoring całego widocznego nieba, wyszukiwanie i katalogowanie śmieci kosmicznych. 3 Zrobotyzowany detektor 3.1 Dedykowane oprogramowanie Ciągła obserwacja pola widzenia satelity SWIFT pozwoli, w przypadku docelowego systemu Pi of the Sky, na wyeliminowanie opóźnienia obserwacji optycznych GRB wynikającego z konieczności nacelowania teleskopu na koordynaty uzyskane z sieci GCN. Zostanie również wyeliminowany czas martwy, który wynika z procesu decyzyjnego i propagacji sygnału z satelity do sieci GCN oraz z sieci GCN do instrumentów naziemnych. Poszukiwanie GRB wymaga bardzo szybkiego przetwarzania danych i identyfikacji zdarzeń w czasie rzeczywistym. Z drugiej strony, poszukiwanie zjawisk przejściowych i analiza gwiazd zmiennych są oparte na dokładnej fotometrii, co wymaga szczegółowej analizy obrazu. Aby spełnić oba te wymagania opracowaliśmy dwa różne algorytmy dla analizy danych: on-line i off-line. Analiza off-line polega na identyfikacji wszystkich obiektów w obrazie, i dodawaniu ich pomiarów do bazy danych. Algorytm on line wyszukuje błyski w czasie rzeczywistym przez porównywanie nowego obrazu ze stosem ostatnio wykonanych klatek. Każda obserwowana różnica jest uznawana za możliwe interesujące zdarzenie. Wszystkie zdarzenia są przetwarzane przez wielopoziomowy układ filtrów podobny do tych znanych z eksperymentów fizyki wysokiej energii. Obserwacja słynnego naked-eye GRB080318B [5] potwierdziła słuszność strategii Pi of the Sky. Teleskopy o dużym polu widzenia mogące wykonywać ciągłe obserwacje dużej części nieba są w stanie wykrywać GRB podczas lub jeszcze przed wybuchem w zakresie promieniowania gamma. GRB080318B został wykryty przez system wyzwalania Pi of the Sky niezależnie od alertu otrzymanego z sieci GCN. 3.2 Aparatura Dedykowany detektor został zaprojektowany, aby wyszukiwać i obserwować emisję optyczną towarzyszącą błyskom GRB w trakcie lub nawet przed emisją promieniowania gamma. Aby zagwarantować, że wszystkie wymagania stawiane przed detektorem zostaną spełnione, zespół Pi of the Sky był w całości odpowiedzialny za projekt i budową detektora. W szczególności detektory Pi of the Sky są wyposażone w specjalnie w tym celu zaprojek-

60 Pi of the Sky. Roboty w badaniach astrofizycznych 53 Rysunek 2 Po lewej: Prototypowa aparatura w Las Campanas Observatory (obecnie przeniesiona do San Pedro de Atacama), Chile (fot. M. Sokłowski). Po prawej: Cztery detektory docelowego systemu zainstalowane w lipcu 2013 w INTA El Arenosillo test centre w Mazagón koło Huelva, Spain (fot. A. F. Żarnecki). towane i zbudowane przez członków projektu kamery CCD. Każda kamera jest wyposażona w obiektyw Canon o ogniskowej f = 85 mm i światłosile f /d = 1, 2, i obserwuje obszar nieba o rozmiarach Aby kontrolować detektor opracowano w pełni zautomatyzowane oprogramowanie sterujące, a także oprogramowanie do analizy danych w czasie rzeczywistym i identyfikacji błysków Obecnie pracuje urządzenie prototypowe w San Pedro de Atacama w Chile (patrz rys. 2 i rys. 3) i cztery detektory docelowego systemu w INTA El Arenosillo test Centre w Mazagón w pobliżu Huelva, Hiszpania (patrz rys. 2). Wszystkie teleskopy działają w pełni autonomicznie, bez nadzoru człowieka. 3.3 Działający prototyp w San Pedro de Atacama Przed skonstruowaniem ostatecznej wersji, testy sprzętu i oprogramowania zostały wykonane z prototypem składającym się z 2 specjalnie zaprojektowanych kamer umieszczonych na montażu paralaktycznym. Detektor jest w pełni autonomiczny i działa bez nadzoru człowieka, aczkolwiek kontrola przez internet jest również możliwa. Kamery pracują w koincydencji i obserwują to samo pole widzenia z rozdzielczością czasową 10 sekund. Ograniczenie zasięgu dla pojedynczej klatki to 12 m i wzrasta do 13,5 dla klatki złożonej z 20 ekspozycji. Do 2009 roku wszystkie obserwacje były prowadzone w świetle białym i żaden filtr nie był używany, poza filtrem IR cut w celu zminimalizowania tła nieba. W maju 2009 zainstalowano filtr R Bessela Johnson na jednej z kamer,

61 54 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 Rysunek 3 Kopuła prototypowego detektora w San Pedro de Atacama, Chile. (fot. M. Sokłowski). w celu ułatwienia absolutnej kalibracji pomiarów. Prototyp pracował w obserwatorium Las Campanas w Chile od czerwca 2004 roku do końca 2009 roku. W marcu 2011 detektor ten został przeniesiony do nowego miejsca w San Pedro de Atacama, w odległości ok. 750 km na północ od LCO (jeszcze w Chile) i około metrów npm (patrz rys. 3). 3.4 Pełny system w Hiszpanii Docelowy system Pi of the Sky będzie składał się z dwóch obserwatoriów zlokalizowanych w odległości większej niż 100 km, pozwalających odrzucić błyski od satelitów i innych obiektów znajdujących się blisko Ziemi przy pomocy paralaksy (rys. 4). Każde z obserwatoriów składa się z czterech detektorów (w sumie szesnaście tych kamer na obserwatorium) i razem będą w stanie obserwować dwa steradiany nieba, co w przybliżeniu odpowiada polu widzenia detektora BAT na pokładzie satelity Swift. Każda z jednostek docelowego systemu składa się z czterech specjalnie zaprojektowanych kamer CCD, które są ulepszoną wersją kamer opracowanych dla prototypu. Kamery mogą pracować w dwóch trybach pracy, dzięki specjalnie zaprojektowanym montażom paralaktycznym. W montażach zastosowano mechanizm rozchylania kamer, pozwalający ustawić wszystkie cztery kamery równolegle, aby obserwowały ten sam obszar (common tar-

62 Pi of the Sky. Roboty w badaniach astrofizycznych 55 Rysunek 4 Diagram docelowego systemu Pi of the Sky. get mode, DEEP, wspólne pole widzenia ) lub odchylić kamery o 13 wzdłuż przekątnej układu CCD, aby ich pole widzenia obejmowało sąsiednie pola (side-by-side, WIDE, całkowite pokrycie ). Ze względu na liczne ulepszenia, nowa konstrukcja montażu teleskopu zapewnia znacznie lepszą dokładność i krótszy czas reakcji niż prototyp. Pierwszy moduł nowego detektora z powodzeniem działa w INTA El Arenosillo Test Centre w Mazagón pobliżu Huelva w Hiszpanii, na wybrzeżu Oceanu Atlantyckiego od października 2010 roku. W lipcu 2013 roku zainstalowane będą kolejne trzy nowe jednostki na nowej platformie w IN- TA El Arenosillo Test Centre. 4 Bazy danych z pomiarami z detektorów Pi of the Sky Wszystkie dane zebrane przez prototypowy detektor Pi of the Sky znajdujący się w Chile, zostały udostępnione jako publicznie dostępne bazy danych ( Obecnie dostępne są cztery bazy danych: (1) marzec wrzesień 2011, zawiera 2, obiektów, pomiarów w filtrze R. (2) maj kwiecień 2009, zawiera 16, obiektów, 2, pomiarów (zawiera także pomiary z bazy ). (3) maj listopad 2007, zawiera 10, obiektów, pomiarów (jest to podzbiór katalogu maj kwiecień 2009). (4) lipiec czerwiec 2005, zawiera 4, obiektów, pomiarów.

63 56 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 Rysunek 5 Interfejs użytkownika dla dostępu do baz danych pomiarów z detektorów eksperymentu Pi of the Sky. Przyjazny dla użytkownika interfejs WWW (rys. 5) pozwala na dostęp do bazy danych, wybierając gwiazdy według ich rodzaju, magnitudo, współrzędnych itp. i wyświetlanie ich krzywych blasku i innych właściwości. Możliwe jest również, aby pobierać duże pakiety z pomiarami krzywych blasku wielu gwiazd. Ponadto opracowaliśmy system specjalnych filtrów i algorytmów kalibracji (w tym tzw. poprawki kolorowej), aby poprawić jakość naszych danych. 5 Plany na przyszłość Rozpoczęliśmy prace przy budowie detektora trzeciej generacji, wyposażonego w nową optykę (f = 300mm, f/d = 1, 5), co znacznie zwiększy zasięg, choć zmniejszy też pole widzenia. Detektor ten jest również wyposażony w nowe kamery, które pozwolą wykonać ekspozycję z szybkością co najmniej 3 fps (klatek na sekundę) i nowy montaż o szybkości do 30 stopni na sekundę, który umożliwi dojazd do błysku w mniej niż 10 sekund. Pozwoli to między innymi na szybkie reagowanie na alerty GCN i błyski wykryte przez inne teleskopy Pi of the Sky, i umożliwi ich rejestracji z większą rozdzielczością czasową, podwyższoną czułością i dokładnością. Będzie to

64 Bibliografia 57 również wejście w nowy obszar badań, jakim jest wykrywanie i śledzenie satelitów i śmieci kosmicznych. 6 Podsumowanie Po 40 latach od odkrycia GRB są nadal tajemnicą. Obserwacja GRB080319B wykonana przez prototypowy detektor w Chile, potwierdziła słuszność nowego podejścia do ich badania, zaproponowanego przez Pi of the Sky, czyli ciągłego monitorowania maksymalnej możliwej powierzchni nieba przez zautomatyzowane teleskopy. W momencie mojego wystąpienia na konferencji Małe Teleskopy 2013 byliśmy w trakcie przygotowania do instalacji kolejnych trzech jednostek drugiej generacji w INTA, które to zostały pomyślnie zainstalowane w lipcu 2013 roku. Jesteśmy także częścią europejskiej sieci GLORIA i obecnie pracujemy nad integracją teleskopów Pi of the Sky z siecią GLORIA ( która jest siecią zrobotyzowanych teleskopów i umożliwiającą otwarty dostęp do profesjonalnych danych i czasu obserwacji. Podziękowania Wyniki przygotowane w ramach projektu POLISH SWISS ASTRO PRO- JECT wspieranego dotacją od Szwajcarii za pośrednictwem Szwajcarskiej pomocy finansowej dla rozszerzonej Unii Europejskiej. Prace opisane w niniejszym dokumencie zostały również sfinansowane przez Polskie Ministerstwo Nauki i Szkolnictwa Wyższego w latach jako projekt badawczy. Bibliografia 1. S. Barthelmy. The Gamma-ray Coordinates Network. gsfc.nasa.gov/. 2. A. Majcher, M. Sokolowski, T. Batsch, et al. Present status of Pi of the Sky telescopes. W Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, 8008, (2011). 3. A. Majcher, M. Sokołowski, T. Batsch, et al. Parallax in Pi of the Sky project. W Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, 8454, (2012). 4. M. Siudek, A. Barnacka, B. Kaminski, et al. Observations of Cepheids in Pi of the Sky experiment. W Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, 8008, (2011).

65 58 Wykorzystanie Małych Teleskopów M. Siudek, T. Batsch, A. J. Castro-Tirado, et al. Acta Polytechnica, 51(6), 64 67, (2011). 6. M. Sokołowski. Investigation of astrophysical phenomena in short time scales with Pi of the Sky. PhD thesis, IPJ, (2008). 7. A. Ćwiek, T. Batsch, L. Mankiewicz, K. Nawrocki, and A. F. Żarnecki. Monitoring system of the Pi of the Sky experiment. W Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series, 8454, (2012).

66 Rantiga Osservatorio. Poszukiwania komet i planetoid za pośrednictwem zdalnie sterowanego teleskopu Michał Żołnowski, Michał Kusiak Obserwatorium Astronomiczne UJ, ul. Orla 171, Kraków, Rantiga Osservatorio, Tincana, Włochy michael.zolnowski@gmail.com, komeciarz@gmail.com Nasza współpraca rozpoczęła się w marcu 2012 roku. W północnych Włoszech na pograniczu Emilii-Romanii i Toskanii w niewielkiej miejscowości Tincana, powstało małe, lecz w pełni zautomatyzowane i zdalnie sterowane obserwatorium, które Michał Żołnowski wybudował kilkanaście miesięcy wcześniej na terenie swojej prywatnej posesji. Co spowodowało, że do takiej prowincjonalnej osady przywiało kawałek polskiej miłośniczej astronomii? Odpowiedź bardzo prosta dobra pogoda! W porównaniu z naszym krajem warunki klimatyczne panujące na terenie północnych Włoch na terenach górzystych są znacząco lepsze i średnio w trakcie jednego roku teleskop jest w stanie zebrać dane ze 120 nocy obserwacyjnych. Sercem Rantiga Osservatorio jest teleskop systemu Newtona o średnicy 40 centymetrów i światłosile f /3,7. W początkowym etapie naszych obserwacji wyposażony był w kamerę CCD SBIG STL-6303E i zestaw filtrów LRGB, Hα, siarkowy i tlenowy. Zestaw ten dawał wówczas pole widzenia o wymiarach minuty łuku (rys. 1). W czerwcu podjęliśmy jednak decyzję o podmianie kamery na nowszy model STX-16803, który przy zachowaniu podobnego zasięgu obserwacyjnego dawał jednak o 2,5-krotnie większej powierzchni pole widzenia (1,4 1,4 stopnia). Instrument zamontowany został na w pełni zautomatyzowanym montażu Paramount ME, a całość obsługiwana jest przez dwa niezależnie działające komputery przemysłowe połączone z siecią internetową. Cały zestaw sterowników pozwalających na pełną automatyzację obserwatorium oraz unikatowe systemy zabezpieczeń przed groźną pogodą i usterkami technicznymi zostały sporządzone przez krakowskiego inżyniera elektronika Zdzisława Łącznego. Dzięki 59

67 60 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 Rysunek 1 Wnętrze obserwatorium. temu, prowadzone przez nas poszukiwania nie wymagają bezpośredniego przebywania w Tincanie. Każdego pogodnego dnia w godzinach popołudniowych, gdy instytut Minor Planet Center publikuje informacje o obszarach na niebie, w których obserwatoria prowadziły poszukiwania oraz zestawienia najciekawszych kandydatów na nowe planetoidy (głownie typu NEO), projektujemy własny harmonogram obserwacji. Przygotowanie sprzętu do obserwacji jest stosunkowo proste i nie wymaga zwykle więcej czasu jak kilkanaście minut! Co więcej rozpoczęcie obserwacji można zainicjować lub zakończyć za pomocą zwykłego telefonu komórkowego albo smart phone a. W trakcie nocy komputery zbierają informacje o warunkach pogodowych i ewentualnych usterkach technicznych. Jeśli podczas obserwacji dochodziłoby do załamania pogody, wówczas system zabezpieczający przesyła do Polski SMS alarmowy, obserwacje zostają przerwane, a sprzęt automatycznie zostaje zaparkowany i zamknięty. Zdarza się to jednak stosunkowo rzadko. W godzinach porannych po zakończeniu sesji obserwacyjnej rozpoczyna się pobieranie danych, a następnie obróbka i analiza zdjęć. 1 Otrzymanie kodu obserwacyjnego Każde obserwatorium chcące przesyłać obserwacje astrometryczne dla planetoid i komet do Minor Planet Center musi posiadać swój własny unikalny

68 Rantiga Osservatorio 61 Rysunek 2 Obserwatorium w trakcie sesji. Tabela 1 Możliwości obserwacyjne teleskopu: D=400 mm, f =1514 mm + STX Zasięg obserwacyjny (filtr clear ) 19.5 mag (60 s) 21 mag (600 s) Rozdzielczość 1.2 arcsec/piksel Pole widzenia Średnia liczba pól (10 h obserwacji) 60 s: 135 pól 600 s: pól kod obserwacyjny, pod którym w bazie danych na serwerze głównym kryją się informacje o dokładnym położeniu instrumentu. Do uzyskania kodu z reguły wymagane jest przesłanie serii obserwacji wykonanych przez 2 noce dla przynajmniej 2 3 znanych planetoid z numerami katalogowymi (najlepiej między a ), dla których elementy orbity wyznaczone są precyzyjnie i stanowią referencyjne źródło porównania z naszymi pomiarami. Warunkiem akceptacji i otrzymania kodu jest uzyskanie pomiarów, których dokładność jest lepsza niż 1.5 sekundy łuku. Rantiga Osservatorio uzyskała swój kod 25 marca 2012 roku, po pięciu dniach od przesłania pierwszej serii obserwacji. W naszym przypadku doszło jednak do niespodziewanego wydarzenia. Podczas nocy inicjującej nasze poszukiwania, w jednym ze sfotografowanych pól oprócz znanych planetoid znalazł się słaby niepozorny obiekt o jasności +20 magnitudo, który po weryfikacji z bazą danych Minor Planet Center wysłaliśmy jako poten-

69 62 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 cjalnego kandydata na odkrycie. Obiektom, których nie ma w bazie MPC, obserwatorzy nadają unikatowe robocze oznaczenia składające się z maksymalnie siedmiu znaków, które widnieje w zgłoszeniu w każdym wersie opisującym położenie i jasność. Po krótkiej konsultacji nasz kandydat wysłany został z oznaczeniem ZOKU001 ( Żołnowski, Kusiak, kandydat pierwszy ). Emocje rosły. Z nocy na noc wykonywaliśmy kolejne serie pomiarów, aż w końcu Gareth Williams z biura MPC poinformował o przyznaniu kodu obserwacyjnego D03 i oznaczeniu planetoidy jako 2012 FC30. 2 Odkrycia, które nie są odkryciami Sprawa z planetoidą 2012 FC30 potoczyła się dość szybko. Niezwykła radość z odnalezienia nowego obiektu, mobilizowała nas do dalszych poszukiwań. Kwiecień i maj nie zaowocowały jednak zgłoszeniem kolejnych kandydatów. Wykonaliśmy wówczas jedynie serię pomiarów dla kilkuset znanych planetoid. Analizując jednak sytuację i oceniając perspektywy odkryć planetoid drogą amatorską, uznaliśmy, że CCD dające pole widzenia o powierzchni poniżej jednego stopnia kwadratowego z teleskopem 40 cm w porównaniu ze zorganizowanymi projektami amerykańskimi (tj. Catalina, czy PAN- STARRS) daje bardzo nikłe szanse na odkrycia większej liczby obiektów. Wówczas zapadła decyzja o zakupie nowej kamery, której odbiór miał odbyć się w USA, przy okazji odwiedzin Minor Planet Center. Do spotkania z Timothym Spahrem i Garethem Williamsem doszło końcem maja. Pracujący w Smithsonian Astronomical Obserwatory panowie z miłą chęcią oprowadzili wówczas po zakamarkach instytutu. Prezentując z dumą swoje miejsce pracy, przedstawili najwydajniejszego pracownika, dzięki któremu, co miesiąc publikowane są tysiące aktualizacji orbit dla drobnych ciał. Mowa o niezwykle szybkim komputerze A.U. Tomatic, współautorze cyrkularzy MPEC. Cała organizacja działań robiła ogromne wrażenie! Przyszedł jednak moment, który przygasił entuzjazm związany z odkryciami i z którym ciężko było się pogodzić. Rozmawiając na temat planetoidy 2012 FC30, szybkim spojrzeniem Gareth Williams przeanalizował orbitę i pomiary nadesłane przez obserwatoria i powiedział: Przykro mi, ale nie będziecie odkrywcami. Niestety, gdybyście odkryli obiekt w 2010 roku racja byłaby po waszej stronie. Ale nowy regulamin.... No właśnie! Nowy regulamin, który wprowadził sporą konsternację w środowisku astronomicznym po wdrożeniu go w listopadzie 2010 roku i zmienił dotychczasowy pogląd na odkrywanie planetoid drogą amatorską czyniąc je niezwykle trudnym wyczynem. Jeszcze trzy lata temu reguły jasno określały, że odkrywcą planetoidy zostanie osoba lub zespół, który dla potencjalnie nowego obiektu wyśle

70 Rantiga Osservatorio 63 najwcześniejszą serię obserwacji wykonanych przez co najmniej dwie noce. Początkiem XXI wieku, kiedy automatyczne przeglądy nabierały rozpędu i notowały duże liczby planetoid, oczywistym okazało się, że niemożliwym w ich przypadku będzie wykonywanie sprawnej identyfikacji poszczególnych planetoid przez dwie kolejne noce. Projekty nastawione na przegląd dużych powierzchni nieba celem wykrywania planetoid NEO, zazwyczaj wykonywały przez kilka kilkanaście kolejnych nocy przegląd jednonocny poszczególnych pól, wykonując zazwyczaj po 3 4 pomiary dla zidentyfikowanych kandydatów. Taki dłuższy odstęp czasu pomiędzy obserwacjami tego samego obszaru nieba powodował, że identyfikacja wcześniej zgłoszonego kandydata stawała się bardzo skomplikowana. Przeglądy raportowały, zatem swoje obserwacje najczęściej jako nowe detekcje z kolejnymi roboczymi oznaczeniami, nie stwierdzając przy tym faktu czy dany obiekt był, czy też nie był przez nich znaleziony już wcześniej. Obserwatorzy wykonujący swoje poszukiwania wedle starych klasycznych metod, starają się obserwować swoje obiekty, co najmniej przez kilka nocy. Na tej podstawie MPC bardzo szybko dokonuje oznaczeń planetoid. Z kolei obserwacje, które wykonywały duże projekty w początkowej fazie obliczeń zostawały pominięte, gdyż w świetle regulaminu interpretowane były jako jednonocne. Liczba takich pomiarów kumulowała się przed dekadę i jeszcze kilka lat temu, kiedy dany łowca odnajdywał planetoidę i dostawał dla niej oznaczenie od MPC, stawał się bardzo szybko jej odkrywcą. Często, bowiem dokonywano powiązania obiektu z pomiarami jednonocnymi wykonywanymi przez duże projekty podczas wcześniejszych opozycji, co pozwalało na szybkie sprecyzowanie orbity i wpisanie jej do katalogu planetoid ponumerowanych. Dziś MPC określiło w dokładny sposób orbity dla blisko 400 tysięcy ciał, kolejne kilkaset tysięcy wymaga dalszych obserwacji i zapewne z czasem także dopisane zostaną do tej listy. Notoryczna utrata odkryć przez duże projekty spowodowana odmiennym typem prowadzenia obserwacji spowodowała debatę w środowisku Unii Astronomicznej i ostatecznie zmianę zasad przyznawania odkryć planetoid: Obserwacją odkrywczą jest najwcześniej zgłoszona obserwacja planetoidy, podczas opozycji planetoidy, z najwcześniej zaraportowaną obserwacją z drugiej nocy. Do odkrycia obecnie nie są wymagane obserwacje dwunocne wykonane przez jeden teleskop, lecz wystarczą do tego niezależnie wykonane pomiary przez różne obserwatoria w ciągu co najmniej dwóch nocy podczas jednej z opozycji planetoidy. Z amatorskiego punktu widzenia, dzisiejsze detekcje i odkrycia dokonywane przez projekty takie jak Catalina, Spacewatch, LINEAR stały się w jakimś stopniu bezosobowe i mało romantyczne, co oczywiście nie umniejsza istocie prowadzenia takich obserwacji. Nowy zapis utrudnił i wydłużył jednak czas na otrzymanie odkrycia i prawa do nazwa-

71 64 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 nia, do co najmniej kilku lat od momentu zgłoszenia. W przypadku planetoidy 2012 FC30 okazało się, że ok. miesiąc wcześniej znalazła się w polu widzenia dwóch innych obserwatoriów, które wykonały dla niej jednonocne obserwacje, w rezultacie czego odkrywcą będzie któreś z nich. W przypadku komet obowiązują nadal stare zasady. Szereg niesprzyjających okoliczności nie spowodował jednak dużego zniechęcenia. W czerwcu zmiana kamery, a następnie pierwsze testy dobrze rokowały i dawały nadzieję, że w końcu przyjdą nasze odkrycia. Worek z planetoidami, które zgłaszaliśmy jako potencjalne odkrycia zaczął wysypywać się w lipcu 2012 roku. Na stan obecny niestety bardzo trudno jest już odkryć planetoidy jaśniejsze niż +20 magnitudo. W dobie projektów przeglądowych wykorzystujących teleskopy o zwierciadłach o średnicy 1 2 metry i czułe kamery o dużych rozmiarach CCD zapewniających kilkustopniowe pola widzenia, trzeba się liczyć z faktem, że mogą one wykonywać duże ilości danych, wykrywając znacznie wcześniej obiekty, gdy ich blask utrzymuje się jeszcze na poziomie magnitudo. Lokalizacja i dobre warunki obserwacyjne w obrębie obserwatorium MPC D03, a także dobrana przez nas strategia pozwalają jednak na włączenie się poszukiwania planetoid o jasności do +21 magnitudo. Ponadto w okresie 6 4 dni przed lub po pełni Księżyca dodatkowym elementem naszego harmonogramu jest szerszy przegląd nieba wykonywany z krótszymi czasami ekspozycji w elongacjach stopni od Słońca dedykowany głównie poszukiwaniom komet i jaśniejszych obiektów NEO (+16 do +19 mag), których odkrycie w warunkach amatorskich ciągle jest możliwe. Półtora roku obserwacji przeprowadzonych w naszym obserwatorium pozwoliło na wykonanie blisko 15 tysięcy zdjęć nieba, na podstawie, których wykonaliśmy 13 tysięcy pomiarów dla znanych planetoid, a ponadto przyniosły one detekcję i zgłoszenie 900 kandydatów na nowe planetoidy. Już teraz wiemy, że spośród tej puli blisko sto obiektów posiada najwcześniejsze obserwacje wykonane przez nasz zespół. Ponadto 11 z nich ma już precyzyjnie wyznaczone orbity. Spodziewamy się więc, że już wkrótce pierwsze odkrycia zostaną nam oficjalnie przyznane. Czekamy także na odkrycie naszej pierwszej planetoidy NEO i komety. Po zyskaniu doświadczenia i przetrwaniu trudnych momentów sądzimy, że może to być już tylko kwestią czasu.

72 Rantiga Osservatorio 65 Rysunek 3 Planetoida 2012 PA6 z grupy Hilda. Rysunek 4 Zdjęcie prediscovery komety 276P/ (Vorobjov).

73 66 Wykorzystanie małych teleskopów 2013

74 Astrobazy w województwie lubuskim Michał Żejmo Instytut Astronomii UZ, ul. Lubuska 2, Zielona Góra, michalzejmo@gmail.com Projekt astrobaz w Lubuskiem przewiduje powstanie czterech małych obserwatoriów wyposażonych w instrumenty pozwalające na prowadzenie obserwacji różnych obiektów astronomicznych. Głównym celem projektu jest szeroko pojęta popularyzacja astronomii i kierunków ścisłych, jednak nawet niewielkie teleskopy, takie jak te umieszczone w astrobazach pozwalają prowadzić cenne naukowo projekty. Sieć małych teleskopów może z powodzeniem zostać wykorzystana miedzy innymi do obserwacji układów podwójnych i innych gwiazd zmiennych, małych obiektów Układu Słonecznego czy poszukiwania gwiazd nowych i supernowych. 1 Podstawowe informacje Głównym celem projektu KEPLER (Lubuskie ASTROBAZY) jest popularyzacja astronomii i nauk przyrodniczych wśród lokalnych społeczności, a szczególnie młodzieży. Obserwatoria Astronomiczne Kepler są siecią niewielkich obserwatoriów prowadzących działalność popularyzacyjno - naukową. Wybudowanie sieci małych obserwatoriów w województwie lubuskim możliwe jest dzięki wsparciu Urzędu Marszałkowskiego Województwa Lubuskiego. Projekt w województwie lubuskim podzielony został na kilka etapów. Etap przedstawiony tutaj jest programem pilotażowym, obejmującym wybudowanie czterech samodzielnych astrobaz. Realizacja kolejnych etapów uzależniona będzie od doświadczeń zdobytych w czasie budowy i wykorzystywania pierwszej grupy obserwatoriów. Umożliwi to uniknięcie błę- 67

75 68 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 dów w kolejnych etapach związanych z doborem sprzętu oraz konstrukcją budynku. Podobnie jak w województwie kujawsko-pomorskim, opieka nad astrobazami powierzona zostanie gminom, na terenie których obserwatoria zostaną wybudowane, a koordynacja działań astrobaz zostanie powierzona lokalnym koordynatorom. Planowanie jest utworzenie stanowiska astronoma wojewódzkiego. Zadania przypisane temu stanowisku to: nadzór nad stanem technicznym obserwatoriów, planowanie projektów dydaktycznonaukowych i szkolenia dotyczące kwestii merytorycznych i technicznych. Koszt wybudowania i wyposażenia jednego obserwatorium wynosi około 400 tys. złotych. Finansowanie projektu pochodzi z Lubuskiego Regionalnego Programu Operacyjnego lata Działanie Pieniądze w całości pozyskane zostały ze środków Unii Europejskiej. Zakończenie budowy ostatniego budynku przewidziane jest na połowę 2015 roku. Partnerami projektu są: Województwo Lubuskie, Uniwersytet Zielonogórski, Gmina Świdnica, Gmina Żagań o statusie miejskim, Powiat Gorzowski oraz Powiat Sulęciński. 2 Lokalizacja Głównymi czynnikami decydującymi o lokalizacji przyszłych ASTROBAZ są warunki obserwacyjne: poziom zanieczyszczenia światłem oraz brak znacznego ograniczenia widoczności przez zabudowania lub roślinność. Do projektu przystąpiły cztery gminy, dwie na północy województwa oraz dwie na południu. Po pozytywnym zaopiniowaniu lokalizacji, ASTROBAZY zbudowane zostaną w miejscowościach (rys. 1): - Świdnica k/zielonej Góry, Zespół Szkół w Świdnicy, ul. Ogrodowa 36; - Żagań, Muzeum Obozów Jenieckich, ul. Lotników Alianckich 6; - Sulęcin, I Liceum Ogólnokształcące, ul. Emilii Plater 1; - Witnica, Zespół Szkół w Witnicy, Ul. Traugutta 1. Podobnie jak w województwie kujawsko-pomorskim, ASTROBAZY powstaną na terenie szkół. Wyjątkiem jest budynek w Żaganiu, który zbudowany zostanie na terenie Muzeum Obozów Jenieckich. Dzięki takim lokalizacjom ASTROBAZY znajdą się w miejscach łatwo dostępnych, jednocześnie będących pod stałym nadzorem kamer i pracowników. Pozwoli to zmniejszyć ryzyko wystąpienia aktów wandalizmu. Ważnym czynnikiem jest również dostęp do prądu i kanalizacji, który na terenach szkół i muzeum nie stanowi problemu.

76 Astrobazy w województwie lubuskim 69 Rysunek 1 Rozmieszczenie ASTROBAZ na terenie województwa lubuskiego (materiał udostępniony przez Urząd Marszałkowski w Zielonej Górze). 3 Projekt budynku Budynek zostanie podzielony na dwie części, parter pełniący role sterowni i sali wykładowej oraz taras widokowy z kopułą. Rysunki 2 i 3 przedstawiają wstępną koncepcję wyglądu i planu przestrzennego budynków. Ważną cechą budynków będzie brak schodów wewnętrznych prowadzących bezpośrednio do wnętrza kopuły. Schody wewnątrz budynku pozwalają dostać się do teleskopu bez wychodzenia na zewnątrz, co jest pomocne w okresie zimowym. Wysoka jakość sprzętu mającego znaleźć się pod kopułą, zapewni możliwość prowadzenia całonocnych obserwacji bez potrzeby opuszczania sterowni. Wejście pod kopułę odbywać się będzie jedynie podczas uruchamiania i wyłączania teleskopu. Takie rozwiązanie pozwoli zaoszczędzić dużo miejsca wewnątrz sterowni, oraz zlikwiduje problem ogrzewania wnętrza kopuły, przez ciepłe powietrze pochodzące z grzejników ogrzewających po-

77 70 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 mieszczenie sterowni. Stąd decyzja o nie umieszczaniu schodów wewnętrznych w projekcie. Również ściany budynku muszą zostać tak zaprojektowane, aby zminimalizować wypromieniowywanie ciepła. Przy jednej ze ścian pomieszczenia sterowni ustawione zostaną biurka z komputerami odpowiedzialnymi za sterowanie teleskopem i kopułą. Widoczne na rys. 3 krzesła, rozstawiane będą jedynie podczas prowadzenia wykładów. Rysunek 2 Wizualizacja wyglądu zewnętrznego budynku lubuskich astrobaz (materiał udostępniony przez Urząd Marszałkowski w Zielonej Górze). Rysunek 3 Rzut parteru budynku lubuskich astrobaz (materiał udostępniony przez Urząd Marszałkowski w Zielonej Górze).

78 Astrobazy w województwie lubuskim 71 4 Teleskop główny Bardzo ważnymi cechami głównego teleskopu, mającego znaleźć się pod kopułą obserwatorium muszą być: jakość optyki, uniwersalność oraz trwałość. Dlatego zdecydowano się na teleskop na bazie konstrukcji Schmidt Cassegrain (SC). Jest to bardzo dobra i popularna konstrukcja, charakteryzująca się zwartą budową oraz płytą korekcyjną niwelującą aberrację sferyczną. Dzięki zastosowaniu płyty korekcyjnej tubus teleskopu pozostaje zamknięty co gwarantuje trwałość optyki. Jednak teleskopy te posiadają bardzo duże ogniskowe, co czyni je użytecznymi głównie w fotografii ciał Układu Słonecznego [1]. Większość modeli teleskopów w systemie SC dostępnych na rynku posiada światłosiłę f/10. Wartość światłosiły bezpośrednio wpływa na maksymalną wielkość możliwego do uzyskania pola widzenia oraz na czas ekspozycji potrzebny do uzyskania odpowiedniego stosunku sygnału do szumy (przy zastosowaniu identycznych kamer CCD). Rozwiązaniem dużej światłosiły jest model teleskopu Edge HD 14 (rys. 4), wyprodukowany przez firmę Celestron. Posiada on system pozwalający umieścić kamerę w ognisku pierwotnym, co powoduje zmianę światłosiły na wartość f/2 (f/11 w ognisku wtórnym). Rysunek 4 Teleskop Celestron EdgeHD 14 ( Teleskop będzie współpracował z kamerą ATIK (rys. 5). Najważniejszą cechą kamery ATIK jest bardzo duży chip o wielkości 37,25 mm x 25,70 mm. Podczas pracy w ognisku wtórnym teleskopu kamera będzie mogła zarejestrować pole widzenia o wielkości około 33 x 23

79 72 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 minuty łuku. Jest to optymalne pole widzenia do prowadzenia obserwacji fotometrycznych, jak również do fotografii małych obiektów głębokiego nieba. Natomiast podczas zamontowania kamery w ognisku pierwotnym, pole widzenia wyniesie 183 x 126 minut łuku, pozwalając na fotografowanie nawet bardzo rozległych obiektów głębokiego nieba. Rysunek 5 Kamera ATIK ( 5 Kopuła Astrobazy w województwie lubuskim wyposażone zostaną w kopuły o średnicy około 2,6 metra, rys. 6 przedstawia przykładową kopułę, która może zostac zamontowana w obserwatorium. Jest to klasyczna kopuła szczelinowa produkcji firmy Baader 1, wyposażona w układ silników pozwalających na ruch obrotowy oraz zamykanie i otwieranie kopuły. Możliwe jest zamontowanie opcjonalnego wyposażenia w postaci: stacji meteorologicznej, modułu umożliwiającego nieskończoną liczbę obrotów oraz system pozwalający na bezpośrednie sterowanie przez internet. Wszystkie wyżej wymienione elementy zostaną zamontowane w każdej z astrobaz, dzięki czemu możliwe będzie bezpieczne i bezproblemowe zdalne obsługiwanie kopuły. Kopuła osadzona zostanie na specjalnie przygotowanej cylindrycznej bazie, w której umieszczone zostaną niewielkie drzwi umożliwiające wejście do środka kopuły. Kopuła nie zostanie zamontowana centralnie na dachu budynku. Spowodowane to jest słupem, na którym zamontowany zostanie główny teleskop. Zostanie on odizolowany od budynku 1

80 Astrobazy w województwie lubuskim 73 Rysunek 6 Kopuła o średnicy 2,6 metra produkcji firmy Baader. ( i bezpośrednio umocowany w gruncie, przez co przechodzić będzie również przez pomieszczenie sterowni. Umieszczenie kopuły stycznie do jednej ze ścian zminimalizuje problemy z optymalnym wykorzystaniem przestrzeni w pomieszczeniu sterowni. Niewielka ilość miejsca które pozostanie pod kopułą po zamontowaniu teleskopu, eliminuje możliwość przebywania tam osób podczas prowadzenia obserwacji. Teleskop pod kopułą nie jest przeznaczony do obserwacji wizualnych, stąd też wejście pod kopułę odbywać się będzie jedynie w czasie kiedy teleskop nie pracuje. 6 Dodatkowe wyposażenie Astrobazy oprócz głównego teleskopu znajdującego się pod kopułą zostaną wyposażone w dodatkowy sprzęt do obserwacji amatorskich. Będą to przenośne teleskopy, lornetki oraz kamery CCD. Sprzęt ten wykorzystywany będzie podczas pokazów nieba, dzięki czemu każdy zainteresowany będzie mógł zobaczyć wiele obiektów astronomicznych, nie tylko na ekranie monitora, ale własnym okiem. Kamery CCD pozwolą własnoręcznie wykonać pierwsze zdjęcia nieba. W skład zestawu tz. doposażenia wchodzą: - dwa teleskopy Newtona o aperturze 10 na montażach Dobsona z systemem GOTO,

81 74 Wykorzystanie małych teleskopów teleskop Schmidta-Cassegraina o aperturze 6, - teleskop słoneczny LUNT LS60THa/B1200C, - montaż SkyWatcher HEQ5 PRO SynScan, przystosowany do obsługi teleskopu Schmidta-Cassegraina i teleskopu słonecznego, - lornetka o aperturze 100 mm i wymiennych okularach, - lornetki o parametrach 8 56 oraz 7 50, - kamera CCD Atik 314E oraz DMK 21AU618AS, - koło filtrów z zestawem filtrów do fotografii kolorowej, - zestaw przejściówek i redukcji. Proponowany zestaw pozwoli na prowadzenie pokazów nieba dla licznej publiczności jednocześnie gwarantując różnorodność. Teleskopy w systemie Newtona najlepiej sprawdzą się podczas wizualnych obserwacji głębokiego nieba, teleskop Schmidta-Cassegraina pozwoli zobaczyć bardzo szczegółowe obrazy ciał Układu Słonecznego, natomiast przez teleskop słoneczny wyposażony w wąskopasmowy filtr Hα można dostrzec protuberancje, flary, plamy oraz wiele innych ciekawych zjawisk na tarczy Słońca. Również kamery CCD mają różne zastosowania. Kamera CCD ATIK 314E dzięki stosunkowo dużemu chipowi i wysokiej czułości, wykorzystywana będzie do rejestrowania obrazów głębokiego nieba. Natomiast kamera DMK 21AU618AS posiada niewielki chip, jednak wymieniony model potrafi rejestrować nieskompresowany obraz z prędkością 60 klatek na sekundę. Jest to bardzo ważne ze względu na dużą jasność dużych ciał Układu Słonecznego - nawet przy bardzo jasnych obiektach, nie występuje problem prześwietlania. Niewielkie pole widzenia przy jednoczesnym zachowaniu stosunkowo dużej rozdzielczości, powoduje bardzo duże uwidocznienie drgań atmosfery. Jednak wykonanie 3 minutowego naświetlania pozwala uzyskać około dziesięć tysięcy klatek. Taka ilość zapewnia możliwość wybrania klatek, na których wpływ atmosfery i ewentualnych drgań teleskopu jest najmniej widoczny. Rys. 7 przedstawia zdjęcie wykonane za pomocą kamery DMK i czternasto calowego teleskopu Schmidta-Cassegraina, natomiast zdjęcie 8 zostało wykonane przy użyciu kamery DMK i teleskopu słonecznego LUNT LS60THa/ B600. Dodatkowo dzięki zestawowi przejściówek i redukcji, każdy będzie mógł podłączyć własny aparat fotograficzny i wykonać zdjęcie obiektów astronomicznych przy pomocy dowolnego teleskopu. 7 Podstawowe zadania Głównym zadaniem astrobaz jest popularyzacja astronomii i nauk ścisłych. Zróżnicowany sprzęt do obserwacji pozwoli prowadzić obserwacje każdemu, niezależnie od poziomu zaawansowania. Przeprowadzenie własnych ob-

82 Astrobazy w województwie lubuskim 75 Rysunek 7 Zdjęcie Saturna wykonane w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Zielonogórskiego (fot. Michał Żejmo). Teleskop MEADE LX kamera DMK 21AU618AS. Złożenie 50 zdjęć z czasem ekspozycji 0,05 sekundy. Zdjęcie wykonane w nocy Rysunek 8 Zdjęcie Słońca podczas tranzytu Wenus (fot. Michał Żejmo). Teleskop LUNT 60THa/B600 + kamera DMK 21AU618AS. Złożenie 100 zdjęć z czasem ekspozycji 0,02 sekundy. Zdjęcie wykonane serwacji, możliwość zobaczenia obiektów astronomicznych na własne oczy, rozbudza wyobraźnię nieporównywanie bardziej, niż najlepszy nawet telewizyjny program edukacyjny. Kiedy już obserwacje wizualne przestaną

83 76 Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013 być wystarczające, użytkownik astrobazy będzie mógł obserwować słabsze obiekty, za pomocą kamer CCD. A stąd, już niewiele do wykonania pierwszych naukowo cennych obserwacji. Najważniejszym aspektem jest to, aby astrobazy prowadzone były przez pasjonatów, potrafiących zachęcić ludzi do odwiedzenia obserwatorium. W każdym z miejsc w których powstaną astrobazy działają już koła lub sekcje miłośników astronomii. Dzięki temu astrobazy od pierwszych dni po otwarciu będą mogły zacząć swoją działalność. Znalezienie ludzi do obsługi astrobazy nie będzie stanowiło problemu. Jednak popularyzacja to nie tylko obserwacje. Równie ważne jest prowadzenie wykładów popularno-naukowych, warsztatów dotyczących obróbki danych czy paneli dyskusyjnych. Jest to szczególnie istotne kiedy pogodna nie sprzyja obserwacją. Połączenie obserwacji z warsztatami przynosi bardzo dobre efekty edukacyjne. Podczas Tygodnia Astronomii przeprowadzonego w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Zielonogórskiego, tuż obok miejsca w którym prowadzono obserwacje studenci wygłaszali wykłady o tematyce popularno-naukowej. Taki sposób prowadzenia pokazów spotkał się z ogromnym zainteresowaniem. Jednak działanie astrobazy nie może ograniczać się tylko do spotkań w obserwatorium. Sprzęt dodatkowy, w które zostaną wyposażone astrobazy, jest łatwy do przetransportowania. Dlatego możliwe jest zorganizowanie pokazu w okolicznych miejscowościach. Jest to ważne dla osób niemających możliwości dostania się do astrobazy w godzinach nocnych. Natomiast w czasie dnia, ogromną atrakcje w szkołach, mogą stanowić lekcje fizyki połączone z obserwacjami Słońca za pomocą teleskopu słonecznego LUNT. Dodatkowo w astrobazach mają być prowadzone projekty, które posiadają wartość naukową. Każda stacja wyposażona zostanie w stację bolidową, co pozwoli już od początku funkcjonowania zbierać dane mające wartość naukową. Natomiast wraz z rozwojem umiejętności prowadzenia obserwacji przez opiekunów oraz młodzież odwiedzającą astrobazy, planowane jest wprowadzenie takich projektów jak poszukiwanie supernowych, poszukiwanie i obserwacje exoplanet, obserwacje gwiazd zmiennych czy obserwacje okultacji. Bibliografia 1. F. Shu. Galaktyki, gwiazdy, życie. Fizyka Wszechświata. wyd. Prószyński i S-ka, (2003).

84 Sieć astrobaz jako narzędzie w obserwacji zjawisk zakryciowych Henryka Netzel Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego, ul. Kopernika 11, Wrocław henia@netzel.pl W artykule przedstawiono możliwości wynikające z użytkowania zintegrowanej sieci amatorskich obserwatoriów na przykładzie astrobaz. Sieć astrobaz jest bardzo młoda. Nie może się pochwalić osiągnięciami na skalę naukową, jednak możliwości ich wykorzystania są wielkie. Głównym celem projektu astrobaz jest popularyzacja astronomii. Artykuł pokazuje wkład do nauki, jaki mogą wnieść amatorzy zajmujący się astronomią, gdy dostaną do dyspozycji odpowiednie narzędzia. 1 Wstęp Cóż piękniejszego nad niebo, które przecież ogarnia wszystko, co piękne to słowa Mikołaja Kopernika, które tłumaczą tak dużą liczbę pasjonatów astronomii. Zajmowanie się astronomią przez amatorów nie jest bez znaczenia dla współczesnej nauki. 1.1 Problem dużej ilości danych Astronomię zalewa strumień danych, których ilość jest niemożliwa do zanalizowania przez społeczność naukową astronomów. W związku z tym powstaje dużo programów służących do automatycznego przetwarzania danych, jednak w wielu przypadkach nie możemy mieć pewności, czy część wartościowych informacji w obserwacjach nie zostanie utracona. Ludzki mózg jest w stanie wychwytywać to, co może być pominięte przez komputer. Gdy do przeglądania danych zabierze się duża grupa ludzi mogą się 77

85 78 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 pojawić zaskakujące rezultaty. Liczba pasjonatów astronomii jest tak wielka, że mogą oni stanowić istotny element przetwarzania danych. Wyniki osiągnięte w ten sposób stanowią zbiór danych wartościowych z naukowego punktu widzenia. Coraz częściej zaczynają powstawać projekty angażujące zwykłych ludzi do pracy naukowej w charakterze wolontariuszy. Projekty takie spotkały się z wielkim zainteresowaniem, które przekraczało oczekiwania ich twórców. Programy stają się coraz lepiej zorganizowane, tak jak zooniverse [1]. zooniverse stanowi bazę projektów naukowych, w których każdy może współuczestniczyć. Witryna zooniverse obejmuje projekty z dziedzin takich jak: przestrzeń kosmiczna, klimat, nauki społeczne, przyroda oraz biologia. Zakładka dotycząca nauk astronomicznych umożliwia udział między innymi w projekcie Galaktyczne ZOO. Zadaniem uczestników Glaktycznego ZOO jest klasyfikacja galaktyk po uprzednim przejściu i zaliczeniu testu w przygotowawczej części teoretycznej. Klasyfikacja ta jest zagadnieniem dość prostym i możliwym do wykonania przez automat, ale bez udziału ludzkiego umysłu część interesujących obiektów może nie zostać odnaleziona. Dzięki zaangażowaniu ludzi w ten projekt wykryto wyjątkowo interesującą grupę 251 galaktyk nazywanych galaktycznym groszkiem (z ang. Green Peas) [5]. Znalezione galaktyki zawdzięczają nazwę charakterystycznemu zielonemu zabarwieniu. Zielona barwa jest spowodowana występowaniem silnych linii emisyjnych wysoko zjonizowanego tlenu. W galaktykach tych przebiegają bardzo aktywne procesy gwiazdotwórcze, czyniące je wyjątkowo interesującymi. Do odkrycia galaktyk przyczyniło się osób, co pokazuje ogrom projektu i wielkie zaangażowanie wolontariuszy. Ich praca została doceniona przez naukowców i wspomniana w artykule. Warto wspomnieć, że galaktyki Green Peas nie zostały wykryte podczas jednego z najważniejszych przeglądów nieba w historii astronomii Sloan Digital Sky Survey (SDSS), a dopiero dzięki projektowi Galaktyczne ZOO. 1.2 Dostęp do profesjonalnego sprzętu Poza udostępnianymi danymi można znaleźć projekty, które angażują wolonatriuszy jeszcze bardziej. Z reguły są skierowane do młodzieży i istotnym celem ich powstawania jest popularyzacja astronomii i ogólnie nauk matematyczno przyrodniczych. Taki projekt to projekt teleskopu Faulkesa [2]. Jest on częścią Globalnej Sieci Teleskopów Las Cumbres (ang. Las Cumbres Observatory Global Telescope Network LCOGTN). Składają się na niego dwa teleskopy: południowy (Faulks South) umieszczony w Siding Spring w australijskiej Nowej Południowej Walii w obserwatorium Australian National University oraz północny (Faulkes North) znajdujący się na górze Haleakala na hawajskiej wyspie Maui w wysokościowym obserwato-

86 Sieć astrobaz jako narzędzie w obserwacji zjawisk zakryciowych 79 rium należącym do University of Hawaii. Pomysłodawcą przedsięwzięcia jest Brytyjczyk Dill Faulks, który przeznaczył 18 miliardów dolarów na rzecz budowy teleskopu. Cel jaki mu w tym przyświecał to popularyzacja astronomii wśród młodzieży szkolnej. I tak teleskop jest udostępniany uczniom Wielkiej Brytanii, a teraz również uczniom niektórych szkół w Polsce, do 30 minutowych sesji obserwacyjnych. Oba bliźniacze teleskopy są w pełni zautomatyzowane i sterowane przez internet po uprzedniej rezerwacji czasu obserwacyjnego. Teleskopy Faulkesa to największe teleskopy dostępne za darmo dla ludzi nie będących profesjonalnymi astronomami. Projekt przewiduje również udostępnianie teleskopu dla amatorów astronomii innych niż uczniów współpracujących szkół. Ma umożliwić prowadzenie obserwacji członkom kół i towarzystw astronomicznych, grupom młodzieżowym i dorosłych. Możemy podziwiać rezultaty udostępnienia takich możliwości dla młodzieży w postaci licznych zdjęć obiektów od planet poprzez komety do galaktyk. Ponadto użytkownicy teleskopów zebrali wartościowe dane stanowiące materiał do publikacji [6]. Podczas kilkudniowych zorganizowanych dni obserwacyjnych grupa amatorów uczestników projektu zbierała dane dotyczące rentgenowskiego układu podwójnego zwanego SAX J Artykuł zawiera krzywe blasku uzyskane z obserwacji prowadzonych między innymi przy pomocy teleskopu Faulkesa. Praca uczniów została doceniona przez naukowców poprzez umieszczenie w podziękowaniach listy szkół biorących udział w zbieraniu danych. 1.3 Amatorzy dla amatorów Każdy amator astronomii musiał się zetknąć z problemem braku odpowiedniego sprzętu do obserwacji. Istotne są ograniczenia finansowe i problemy spowodowane przez miejsce obserwacyjne. Istnieją możliwości ominięcia części problemów dzięki wzajemnej współpracy pasjonatów. Strona Night Skies Network [3] służy do wzajemnego dzielenia się wiedzą i obserwacjami przez użytkowników. Nie polega ona na umieszczaniu wyników własnych amatorskich obserwacji, ale na udostępnianiu dla wszystkich chętnych bezpośredniej transmisji z obserwacji. Udostępniane obserwacje przede wszystkim charakteryzuje różnorodność. Społeczność składa się z pasjonatów z całego świata, więc dostępne jest praktycznie całe niebo. Sprzęt używany przez użytkowników należy do różnych przedziałów cenowych, włącznie z budowanymi własnoręcznie. Transmisje mogą być z małych teleskopów postawionych w różnych miejscach, które tylko nadają się na ustawienie teleskopu. Mogą być z wyjazdów obserwacyjnych lub nawet z własnego amatorskiego obserwatorium. Celem takiego serwisu jest dzielenie się swoimi obserwacjami z tymi, którzy z wielu powodów nie mają możliwości na prowadzenie obserwacji.

87 80 Wykorzystanie małych teleskopów Astrobazy W popularyzacji astronomii istnieje luka pomiędzy planetariami a profesjonalnymi obserwatoriami. Te ostatnie są nastawione na badania naukowe, więc główny teleskop rzadko jest udostępniany, a obserwacje z niego pokazywane zainteresowanym. Planetaria natomiast umożliwiają oglądanie pokazów na sztucznym niebie. Krokiem pośrednim ma być pionierski na skalę Europy projekt Astrobaza [8] zapoczątkowany w województwie Kujawsko Pomorskim. Pomysłodawcą jest Samorząd Województwa Kujawsko Pomorskiego. Jest to sieć 14 w pełni wyposażonych obserwatoriów astronomicznych dostępnych zarówno dla młodzieży szkolnej jak i każdego zainteresowanego. Modelowy wygląd pojedynczego obserwatorium jest przedstawiony na rys. 1. Głównym celem jest popularyzacja astronomii i zainteresowanie naukami ścisłymi. Zgodnie z programem merytorycznym [8] działania podejmowane w projekcie to: Szeroko rozumiana popularyzacja astronomii Edukacja astronomiczna młodzieży szkolnej Pokazy i pikniki astronomiczne dla lokalnej społeczności Prowadzenie systematycznych obserwacji astronomicznych Udział w międzynarodowych projektach edukacyjnych oraz badawczych Prowadzenie systematycznych pomiarów meteorologicznych Rysunek 1 Model obserwatorium Astrobaza [4]. Rysunek 2 Lokalizacje astrobaz przedstawione na mapie województwa Kujawsko-Pomorskiego [8].

88 Sieć astrobaz jako narzędzie w obserwacji zjawisk zakryciowych 81 Tabela 1 Lokalizacja astrobaz. Miejscowość Ośrodek Adres Współrzędne WGS84 Brodnica I Liceum Ogólnokształcące ul. Lidzbarska , Dobrzyń n. Wisłą Szkoła Podstawowa i Publiczne Gimnazjum ul. Szkolna , Gniewkowo Gimnazjum Nr 1 ul. Dworcowa , Golub-Dobrzyń Zespół Szkół Nr 1 ul. PTTK , Gostycyn Zespół Szkół w Gostycynie ul. Sępoleńska 12a , Inowrocław I Liceum Ogólnokształcące ul. 3 Maja 11/ , Jabłonowo Pomorskie Zespół Szkół ul. Nowy Rynek , Kruszwica Gimnazjum Nr 1 ul. Kujawska , Radziejów Zespół Szkół i Placówek ul. Szkolna , Rypin Zespół Szkół Miejskich ul. Sportowa , Świecie Zespół Szkół Ogólnokształcących ul. Gimnazjalna , Unisław Zespół Szkół ul. Lipowa , Zławieś Wielka Zespół Szkół ul. Szkolna , Żnin I Liceum Ogólnokształcące ul. Sienkiewicza ,

89 82 Wykorzystanie małych teleskopów Lokalizacja węzłów sieci astrobaz Dobór miejsca dla każdego z obserwatoriów musiał pogodzić warunki obserwacyjne oraz dostępność. W efekcie mamy lokalizacje przedstawione w tabeli 1 oraz na rys. 2 [3]. 2.2 Sprzęt dostępny w astrobazie Prowadzenie obserwacji za pomocą sieci obserwatoriów położonych w różnych lokalizacjach pozwala częściowo uniezależnić się od pogody, zachmurzenia co stanowi problem w naszej szerokości geograficznej. Ponadto wyposażenie astrobaz w taki sam sprzęt ułatwia prowadzenie zorganizowanych obserwacji, konfrontację otrzymanych wyników. Sprzęt jakim dysponują obserwatoria to: w pełni skomputeryzowany teleskop Meade 14 LX200ACF o średnicy 356 mm, ogniskowej 3560 mm. Pozwala na uzyskiwanie powiększeń do 500 razy w odpowiednich warunkach obserwacyjnych. Teleskop słoneczny Coronado PST o średnicy 40 mm, ogniskowej 400 mm. Kamera CCD Atik-16IC o rozdzielczości piksele, rozmiar piksela 7,4 7,4 mikrometrów. Do dyspozycji w astrobazach jest taras obserwacyjny praktycznie niespotykany w profesjonalnych obserwatoriach. Do wykorzystania na nim jest mniejszy teleskop oraz lornetki Delta Optical Sky Guide Kontynuacja projektu astrobaza Projekt astrobaz jako ogólnie dostępnych obserwatoriów astronomicznych rozpoczęty w województwie Kujawsko Pomorskim jest kontynuowany dzięki całkowitemu dofinansowaniu z Unii Europejskiej na terenie województwa Lubuskiego. Obserwatoria miały powstać w bieżącym roku (2013). 3 Zjawiska zakryciowe Zjawiska zakryciowe mają miejsce wtedy, gdy gwiazda jest zasłaniana przez Księżyc, asteroidę lub inny obiekt planetarny. Obserwacja takiego wydarzenia to ciekawe przeżycie a zarazem jest ono istotne z naukowego punktu widzenia. Jest to idealne pole do popisu dla amatorów. Obserwacje zakryć nie wymagają posiadania specjalistycznej aparatury ani umiejętności. Doskonale się nadaje do tego celu sprzęt udostępniony w astrobazach.

90 Sieć astrobaz jako narzędzie w obserwacji zjawisk zakryciowych 83 Podstawową umiejętnością potrzebną w obserwacji zakryć jest odnajdywanie gwiazd na niebie. Zakrycia gwiazd przez Księżyc stanowią świetne ćwiczenie obserwacyjne dla początkujących astronomów. Umożliwiają nabranie praktyki obserwacyjnej, doskonalenie orientacji na niebie. Najprostsze do obserwowania są zakrycia, gdy cała gwiazda jest zasłonięta przez Księżyc. Trudniejsze i ciekawsze są zakrycia brzegowe, kiedy gwiazda ślizga się po krawędzi tarczy Księżyca. Otrzymujemy w ten sposób bezpośrednią informację o ukształtowaniu profilu Księżyca. Zjawiska zakryciowe asteroidalne są trudniejsze do obserwacji, jednak mogą dostarczyć danych o kształcie i rozmiarach asteroid, potencjalnych naturalnych satelitach asteroid oraz odkrycie nieznanych gwiazd podwójnych. 3.1 Znaczenie liczby obserwatorów Dane zebrane z obserwacji zjawisk zakryciowych są zależne od czasu i miejsca obserwacji. Pojedynczy obserwator może zebrać jedynie punktowe dane i wystąpieniu bądź nie wystąpieniu zjawiska i czasie jego trwania. Do zdeterminowania kształtów obiektów (kształt asteroid, profil Księżyca) niezbędna jest dobrze zorganizowana siatka obserwatorów nastawionych na śledzenie tego samego zjawiska. W zależności od położenia każdego z nich otrzymujemy dane przestrzenne, a im większa i gęstsza siatka obserwacyjna tym lepiej. Wynik obserwacji dużej grupy ludzi przedstawiony jest na rys. 3. Pojedynczy obserwator może wyprodukować tylko pojedynczą linię. Dopiero dane zebrane od grupy obserwatorów przekazują wartościowe informacje. Taki charakter obserwacji sprawia, że astrobazy doskonale nadają się do prowadzenia zorganizowanych programów obserwacyjnych zjawisk zakryciowych. Warto wspomnieć, że zakrycia to wyjątkowo wdzięczny temat obserwacyjny ze względu na to, że brak obserwacji to również obserwacja. Brak zjawiska w danym położeniu skonfrontowany z lokalizacjami, gdzie zjawisko miało miejsce, umożliwia odgórne szacowanie rozmiarów zakrywającego obiektu. Ponadto dysponując dużą siatką obserwatorów można się spodziewać wykrycia naturalnych satelitów asteroid, gdy spowodują one zakrycie innej gwiazdy w pobliżu miejsca głównego zakrycia. Aby pomóc amatorom w angażowanie się w takie projekty obserwacyjne pojawił się podręcznik krok po kroku opublikowany przez IOTA (The International Occultation Timing Association) [7]. Podręcznik zawiera informacje na temat zjawisk, przeprowadzania obserwacji i organizowania sieci obserwacyjnych.

91 84 Wykorzystanie małych teleskopów 2013 Rysunek 3 Symulacja wyniku obserwacji zakrycia gwiazdy przez asteroidę dla danych zebranych od wielu obserwatorów. Duża liczba danych pozwala na szacowanie rozmiarów i kształtu asteroidy. 3.2 Znaczenie naukowe obserwacji zakryć Amatorzy dzięki obserwacjom zjawisk zakryciowych mogą mieć spory wkład w badania naukowe. Zbierane przez nich dane umożliwiają dokładne określanie ruchu Księżyca, wyznaczanie kształtu profilu księżycowego oraz kształtu, rozmiarów i pozycji astrometrycznych asteroid. O wartości naukowej takich danych mogą świadczyć odkrycia już dokonane dzięki metodzie zakryć. Zakrycia gwiazd przez Tytana, księżyca Saturna, dostarczyły informacji o jego atmosferze w roku Podczas zakryć przez Urana zauważono jego pierścienie jako serię krótkich zakryć. Z danych obserwacyjnych udało się wyznaczyć ich odległości od planety. W roku 1985 taka sama metoda doprowadziła do odkrycia atmosfery Plutona. Zakrycia gwiazd przez Księżyc umożliwiają natomiast połączyć obserwacje radiowe z wizualnymi i w efekcie uzyskać lokalizację źródeł radiowych na niebie. 4 Wnioski Pasjonaci astronomii są społecznością bardzo dużą. Aktywnie działają w dziedzinie obserwacji i popularyzacji astronomii, tworząc serwisy takie jak Nigh Skies Network. Powstaje coraz więcej projektów dostępnych dla amatorów. Projekty mają na celu szeroko rozumianą popularyzację astronomii oraz angażowanie się działania mające znaczenie dla współczesnej nauki. Projekty są tworzone przez innych amatorów (jak serwis Night Skies

92 Bibliografia 85 Network) oraz naukowców (jak projekty Zooniverse). W Polsce powstała sieć amatorskich obserwatoriów astronomicznych w ramach projektu Astrobaza. Pozwoli ona na zarówno aktywną popularyzację astronomii jak i zbieranie danych, które mogą być przydatne naukowo. Istotą w sieciowych obserwacjach astronomicznych jest zorganizowanej centralnej bazy danych wyników takich obserwacji. Dopiero obserwacje zebrane w jednej bazie staną się wartościowym naukowo źródłem danych. Identyczne wysposażenie astrobaz znacząco ułatwia koordynowanie projektów obserwacyjnych oraz późniejszą analizę danych. W przypadku obserwacji amatorskich takie ułatwienia mają duże znaczenie. Astrobazy to kolejne narzędzie udostępniane pasjonatom astronomii, które może zostać wykorzystane do zbierania wartościowych naukowo danych. Umożliwia amatorom nie posiadającym własnego sprzętu na posiadanie własnego wkładu w badania naukowe. Istnieje jednak również duża grupa amatorów dysponująca własnym bardzo zaawansowanym sprzętem, którzy również chcieliby mieć swój wkład do nauki. Możemy stosować astrobazy jako miejsca do prowadzenia kampanii obserwacyjnych. Kampanie powinny być promowane, reklamowane, a udział w nich dostępny dla chętnych. Amatorzy z własnym sprzętem posłużyliby, dzięki udostępnieniu im możliwości wpisywania pomiarów do centralnej bazy danych, zagęszczeniu siatki obserwacyjnej, co w przypadku zjawisk zakryciowych podniesie wartość zbieranych danych. Bibliografia 1. źródło internetowe: źródło internetowe: źródło internetowe: źródło internetowe: Cardamone C. et al. MNRAS, 399, 1191, (2009). 6. Elebert P. et al. MNRAS, 395, 884, (2009). 7. Nugent R. Chasing the shadow. The IOTA Occultation Observer s Manual. (2007). 8. Skórzyński W. Program merytoryczny projektu Astrobaza na rok 2012, (2011).

93 86 Wykorzystanie Małych Teleskopów 2013

94 Test optyczny teleskopu PlaneWave CDK 17 Marcin Cikała Obserwatorium Astronomiczne im. T. Banachiewicza, Węglówka 400, Wiśniowa, Po paru miesiącach po wprowadzeniu teleskopów PlaneWave na rynek polski przez firmę DeltaOptical, dotarł do mnie pierwszy egzemplarz siedemnasto-calowa tuba optyczna w skorygowanym systemie Dall- Kirkhamf. Teleskop ten jest typowym astrografem, czyli urządzeniem cechującym się ogromną precyzją zarówno optyczną jak i mechaniczną. Teleskop testowałem w Obserwatorium na Lubomirze (904 m n.p.m.), które znajduje się we wsi Węglówka, gm. Wiśniowa i położone jest 40 km na południe od Krakowa. Do dyspozycji miałem montaż 10 micron GM4000 QCI i dwie kamery CCD. Pierwotnie była to kamera FLI MicroLine 16803, bez migawki i koła filtrów, dołączona do teleskopu przy pomocy 2 złączki okularowej. Zestaw filtrów jakim dysponowałem do tej kamery, to dwucalowy komplet wąsko i szerokopasmowych filtrów Baadera, wkręcanych do złączki przy użyciu standardu T2. W skład zestawu wchodziły filtry Hα, O[III] i S[II] oraz fotograficzne LRGB. Druga kamera to Moravian Instruments CCD G z zestawem filtrów UBVR c I c. 1 Mechanika teleskopu Tuba optyczna zapakowana jest w drewniane pudło, z tak przygotowanym wnętrzem, że wszystkie elementy jej konstrukcji zabezpieczone są wystarczająco dobrze przed uszkodzeniem mechanicznym przy przemieszczaniu pakunku. Specjalne uchwyty umieszczone z tyłu teleskopu, oraz odpowiednio wyprofilowana obręcz w środku tuby, pozwalają na bezpieczne jej wypakowanie 87

95 88 Wykorzystanie małych teleskopów III Rysunek 1 Teleskop PlaneWave CDK 17 na montażu 10 micron GM4000 QCI, wraz z podpiętą kamerą FLI MicroLine z pudła i transport w miejsce docelowe. Nie ma obawy, że mimo ażurowego tubusu, coś się skrzywi, zegnie, uszkodzi. Chwyt jest stabilny, pewny, teleskop odpowiednio wyważony do ręcznego przenoszenia. Tuba wyposażona jest w ośmiocalowe, dedykowane do teleskopu siodło w systemie Losmandy. Wygląd teleskopu jest bardzo spokojny, wyważony i subtelny. Teleskop na pierwszy rzut oka wydaje się być czarny, ale faktycznie osłona lustra głównego wpada przy dobrym oświetleniu w ciemno granatowy kolor. Naniesiona jest na niej delikatna, szara, faktura przypominającą kratę. Po obu stronach tuby widnieje logo producenta, nie psujące harmonii wyglądu teleskopu. Niebieskie wstawki, dające nieco urozmaicenia, można znaleźć w miejscu łączenia się rur, stanowiących konstrukcję mechaniczną tuby. Tubus teleskopu (rys. 1, 2) zaprojektowany został w taki sposób aby zapewnić niewielką wagę, dużą wygodę użytkowania a przede wszystkim funkcjonalność. Jest ażurowy. Jego główną konstrukcję stanowią trzy pierścienie, połączone rurami z włókna węglowego. Spodnia część, będąca jednocześnie oprawą lustra głównego wykonana jest solidnie ale tak aby zminimalizować wagę tego elementu. Składa się z zewnętrznej obręczy, zrobionej ze stopu aluminium połączonej z wewnętrzną częścią trzema ramionami. W każdym ramieniu znajduje się pięcio-centymetrowy wentylator chłodzący lustro główne, zaopatrzony w filtr przeciwpyłkowy. Na środku dolnej podstawy znajduje się potężny, bo 3,5 wyciąg okularowy Hedricka, z bardzo precyzyjnym i sprawnie działającym mikrofokuserem. Pod wyciągiem umieszczony został panel do obsługi wentylatorów i mikrofokusera. Wyciąg okularowy zaopatrzony jest w specjalnie przygotowaną flanszę,

96 Test optyczny teleskopu PlaneWave CDK Rysunek 2 Po lewej: dolna część teleskopu, wraz z wyciągiem okularowym, mikrofokuserem i systemem chłodzenia. Po prawej: mocowanie lustra wtórnego, wraz z mechanizmem jego kolimacji. do której można przykręcić odpowiednio skonstruowaną tuleję. Ogromnym plusem jest to, że na stronie www producenta można znaleźć rysunki techniczne opisujące flansze i złączki różnego rodzaju. Rysunki te pozwalają wykonać odpowiednią tuleję w dowolnym warsztacie ślusarsko tokarskim, a nawet wnieść wymagane poprawki w jej konstrukcję. Dolny pierścień połączony jest ze środkowym ośmioma rurami wykonanymi z włókna węglowego. Dodatkowo, oba te pierścienie łączy potężna, ośmiocalową szyna dovetail. Trzeci, najwyższy pierścień, stanowi górne zakończenie tuby i jednocześnie jest on konstrukcją utrzymującą pająka z lustrem wtórnym. Pierścień ten jest połączony ze środkowym za pomocą rur, takich samych jak łączą dwa dolne elementy konstrukcyjne. Całości wyglądu dopełnia obudowa ochronna lustra głównego, która stanowi również barierę dla światła rozproszonego. Zastosowanie do budowy teleskopu stopów aluminium i włókien węglowych sprawia, że cała tuba optyczna jest niesłychanie sztywna i waży tylko 43 kg. Lustro główne osadzone jest w celi na stałe nie ma możliwości regulacji jego nachylenia ale producent zapewnia, że nie wystąpią żadne przesunięcia podczas transportu. Rozczarować może jednak sposób osadzenia lustra wtórnego (rys. 2). Jest ono do pająka przytwierdzone za pomocą kawałka nagwintowanego pręta i podparte czterema śrubami. Nagwintowany pręt służy do ustawienia odległości między lustrami, śruby natomiast do justacji teleskopu i zablokowania lustra wtórnego. Po zwolnieniu docisku tych czterech śrub, lustro nie ma żadnego podparcia a ponowne zablokowanie lustra wtórnego nie daje nawet minimalnej powtarzalności, przez co zmuszeni jesteśmy do ponownej justacji całej optyki. Problem ten powstaje niezależnie od tego, czy

97 90 Wykorzystanie małych teleskopów III zmieniamy odległości obu luster, czy też nie. Na szczęście raz zjustowany teleskop nie wymaga już kolejnych poprawek. Teleskop zaopatrzony jest w dwa czujniki temperatury jeden mierzy temperaturę lustra głównego, drugi otoczenia. Z termometrami współpracują wentylatory chłodzące zwierciadło główne ale również i zapobiegające roszeniu się jego powierzchni (rys. 2). Wentylatory mogą pracować w systemie automatycznym, jak i manualnym. Szkoda tylko, że z termometrami nie współpracuje układ mikrofokusera. Co prawda włókna węglowe zastosowane do budowy ramy sprawiają, że stabilność termiczna jest wyjątkowa, to jednak czasem konieczne jest niewielkie przeogniskowanie teleskopu, które mogłoby się odbywać automatycznie. Ogniskowanie, czy też kontrolę pracy wentylatorów można dokonać za pomocą komputera PC producent dostarcza odpowiednie oprogramowanie. Patrząc na teleskop ma się wrażenie, że całość została zaprojektowana tak aby spełniała założenie stabilności i bezpieczeństwa użytkowania, a jednocześnie była miłą, choć niezbyt wyzywającą konstrukcją. 2 System optyczny Teleskop został wykonany w skorygowanym systemie Dall-Kirkham (rys. 3). Lustro główne ma kształt elipsoidy obrotowej, wtórne jest sferyczne. Całości dopełniają dwie soczewki korygujące wady optyczne, takie jak komę czy astygmatyzm, usytuowane na wysokości lustra głównego. Schemat budowy teleskopu i ścieżki optycznej przedstawia rys. 3. Rysunek 3 Schemat budowy tuby optycznej, wraz z naniesioną ścieżką optyczną. Średnica zwierciadła głównego testowanego teleskopu wynosi 17, czyli 432 mm, natomiast wtórnego 159 mm, co stanowi 39% promienia lustra głównego i około 13,5% jego powierzchni. Ogniskowa układu to zaledwie